ŽEŇ OBJEVŮ 2015 (L.) - DÍL B
PSÁNO PRO KOZMOS, BRATISLAVA

1.2.4. Planetky hlavního pásu

E. Lakdawallaová popsala v dubnovém Sky&Telescope přílet sondy Dawn (6. 3. 2015) k trpasličí planetě Ceres. Startovala v září 2007, na cestě ji urychlil gravitační prak Marsu v únoru 2009 a k planetce Vesta dorazila 16. 7. 2011. Po ročním průzkumu od ní odletěla 5. listopadu 2012. Je to poprvé, kdy se nějaké sondě podařilo obíhat kolem dvou různých těles Sluneční soustavy. Sonda má 20m sluneční panely, ale v těchto vzdálenostech dávají jen 13 % příkonu, co u Země. Další dvě takto vybavené sondy jsou ještě Rosetta a Juno. Elektřina pohání iontový motor, který spotřebovává jen 3,25 mg xenonu za sekundu! Tah je pouhých 91 mN, což odpovídá tlaku papíru na dlani ruky. Ovšem díky neustálému působení dokázal změnit rychlost sondy za celou dobu o rekordních 10,7 km/s. Předtím používala iontový pohon např. sonda Hayabusa (2005 k asteroidu Itokawa), nebo SMART-1 u Měsíce (2003 až 2006). Cestou k Cereře postupně odešla dvě ze čtyř reakčních kol, ale po úpravě plánu mise normálně pokračuje. Zatímco Vesta má zřejmě železné jádro a křemíkaté horniny v obalu, hustota Cerery (viz tabulka) je poměrně nízká, takže je zde zastoupen ve větším množství vodní led. McCord a Sotin uvádějí, že Ceres má kamenné jádro a ledový obal (směs ledu a hornin, 17 až 27 % hmoty). Infračervený dalekohled Herschel pozoroval občasný výskyt vodní páry nad částmi povrchu. Dawn pozorovala světlé skvrny na povrchu, snad ledové vulkány.

M. Küppers aj. prezentovali v Nature, že opar byl pozorován na dně kráteru Occator (průměr 92 km, největší světlé skvrny), jejich původ je nejspíš ledový nebo jde o soli, jak uvádí i C. Russel. A. Rivkin dále uvádí, že trvanlivost ledu na povrchu by byla krátká, a proto musí být neustále obnovován. Voda z podpovrchových vrstev uniká trhlinami (catanae). Na povrchu jsou důkazy sesuvů a proudů, navíc na jednom místě je 5 km vysoká hora pyramidálního tvaru s plochým vrcholem, která by mohla být též projevem ledového vulkanismu. V prosincovém čísle týdeníku Nature pak M. De Santis a jeho tým uvádí, že meteority, které mají nejblíže k materiálu na Cereře, jsou uhlíkaté chondrity bohaté na těkavé látky. Světlé skvrny na povrchu jsou pak tvořeny amoniakovými fylosilikáty (možná původem z vnějších oblastí Sluneční soustavy) nebo hořečnatými solemi. Výskyt silikátů z vnějšku Sluneční soustavy předpokládá jejich přenos pomocí migrujících těles.

E. Hand uvádí v časopisu Science, že Dawn nám umožní se podívat po stopách podpovrchového oceánu na Cereře. Tato trpasličí planeta je dost velká na to, aby v minulosti došlo k rozdělení vnitřku na vrstvy, z nichž jednou by byl tekutý vodní oceán. Dnes je pod povrchem zřejmě plášť ze směsi ledu a hornin, ale nelze vyloučit ani to, že tekutý oceán zde přetrval dodnes. Na povrchu Cerery je překvapivě málo velkých kráterů, což podporuje myšlenku, že těleso bylo, nebo stále je, geologicky aktivní.

G. J. Consolmagno aj. uvádí, že Vesta není nedotčenou protoplanetou z počátků Sluneční soustavy. Vyplývá to z dosavadních výsledků měření sondy Dawn, složení meteoritů z Vesty a absence materiálu z pláště na povrchu Vesty. Během své existence prodělala přeměnu, pravděpodobně vlivem srážek, která vedla ke změně jejího vnitřního složení a struktury. T. McCord a J. Scullyová popisují složení povrchových vrstev Vesty, které jsou převážně tvořeny výlevnými procesy. Překvapivě málo se vyskytují horniny, které by byly na povrch dopraveny z pláště planetky. Části povrchu obsahují minerály donesené na povrch při pomalých srážkách s jinými tělesy. Místy se setkáváme s izolovanými bloky materiálu jiného složení, např. ve stěnách kráterů, které by mohly být zbytky původních stavebních bloků, z nichž Vesta vznikla.

O nalezení potenciálního satelitu planetky Vesta se astronomové pokoušejí již asi tři desetiletí. Tým L. McFaddenové potvrdil, že po detekční limit kamery Dawn, který činí 3 metry, nebyl nalezen žádný přirozený průvodce planetky Vesta.

T. R. Hunter a jeho tým uvedl výsledky pozorování planetky (3) Juno pomocí radioteleskopů ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) v poušti Atacama v Chile. Použita byla dlouhá základna, což vedlo k rozlišení útvarů o velikosti 60 km na jejím povrchu. Pozorování zahrnují 60 % ze 7,2 hod. doby jedné otočky. Během pozorování byla vidět především jižní polokoule (nasnímáno asi 25 % povrchu). Na snímcích je patrný tvar i náznak útvarů na povrchu. V listopadu 2018 bude možno dosáhnout ještě třikrát lepšího rozlišení, pokud se použije parabol ALMA v podobné konfiguraci. Z výsledků pozorování je patrné, že planetka má rozměr průměr (259 ± 4) km a průměrnou teplotu na povrchu asi −70 °C. Kombinací všech pozorování (zákryty hvězd planetkou, snímky v blízkém infračerveném oboru pomocí adaptivní optiky, interferometrie v submilimetrovém oboru, křivky změn jasu) byl definován tvar planetky někde mezi nepravidelnými malými a téměř kulatými velkými planetkami. Na okrajích jsou patrné deprese, zřejmě impaktní krátery. M. Viikinkoski aj. též potvrzují výše uvedené údaje a připomínají, že až bude ALMA schopna pozorovat v plné konfiguraci, její rozlišení bude lepší, než u dalekohledů s adaptivní optikou o průměru 8 až 10 m, protože těm se vyrovná už nyní, nebo je i trochu překonává.

Zajímavou skupinou hlavního pásu planetek jsou aktivní asteroidy, nebo také komety hlavního pásu. K roku 2015 jich známe osmnáct. D. Jewitt aj. studovali pomocí HST během několika měsíců výtrysky z objektu 311P/PanSTARRS. Objekt o velikosti klem 200 metrů uvolnil během devíti měsíců devět samostatných výtrysků hmoty. Velikost částic se pohybuje od 10 mikrometrů do řádově desítek milimetrů a úniková rychlost pod 1 m/s. Množství uvolněné hmoty odpovídá situaci, jakoby z celého povrchu zmizela 20 mm tlustá vrstva, nebo ještě tlustší z adekvátně menší plochy povrchu. Pozorování naznačují, že důvodem uvolňování částic nemohla být srážka s jiným tělesem nebo sublimace ledu. Vypadá to, že tento objekt ztrácí povrchový materiál díky rotační nestabilitě (nejspíš podpořené Yarkovského efektem). Nepodařilo se zjistit rychlost rotace, ale změny jasu naznačují rychlou rotaci za méně než 0,7 hodiny.

Další aktivní planetkou je těleso kometárního označení 331P/Gibbs. M. Drahus a další popisují tuto planetku s rychlou rotací, jak ztrácí materiál, což z ní činí těleso kometárního vzhledu. 331P/Gibs je řádově kilometrové těleso s rychlou rotací (otočka za 3,24 hodiny). Jiné rychle rotující planetky obvykle neprodukují prachové výtrysky ze svého povrchu, a i když byly pozorovány rozpady planetek, nikdy to nebylo z důvodu rychlé rotace. Podobné chování, s postupným a trvalým únikem hmoty, pozorujeme ještě u objektu 133P/Elst-Pizarro a planetky (62 412). Na rozdíl od nich však Gibbs prodělal náhlou explozi a výron prachu a fragmentů. Autoři se domnívají, že ať už jde o náhlé výrony, nebo o souvislou ztrátu prachu, vždy je příčinou rotační nestabilita planetek následkem efektu YORP (změny rotace způsobuje nestejnoměrné uvolňování tepla z různě zahřívaných míst povrchu).

Další těleso 313P/Gibbs projevuje oproti předchozímu svou aktivitu již dlouhou dobu, protože se ji podařilo dohledat i na archivních snímcích, jak uvedl M. T. Hui a D. Jewitt. Tato aktivita tedy bude nejspíš poháněna uvolňováním (sublimací) ledu. Přitom jsou uvolňovány částice prachu relativně velkého rozměru 25 až 600 mikrometrů. Aktivita na archivních snímcích z roku 2003 byla dokonce asi dvakrát vyšší než v době objevu v roce 2014.

A. Heinze a S. Metchev prezentovali v časopise Astronomical Journal velmi zajímavé výsledky pozorování planetek pomocí dalekohledu o průměru pouze 0,9 metru. Jednak ukázali, že vhodným postupem jsou schopni detekovat stejně slabé planetky, jako 4m dalekohled a jednak, že jim k výpočtu vzdálenosti, a tím i k odhadu velikosti planetky, stačí pozorování z pouhých dvou nocí. Standardně je potřeba planetky pozorovat 7 až 10 nocí pro určení přibližné dráhy. Astronomové však nyní na vzorku 197 pozorovaných planetek ukázali, že to dokáží ze dvou nocí s chybou pouze 1,6 %. Využívají při tom metodu úhlových změn pohybu planetky v důsledku rotace Země. Pozorování provedli pomocí 0,9m dalekohledu WIYN na Kitt Peaku. K vyhledání planetek využili metodu digitálního trackování (snímání s pohybem ve směru předpokládaného pohybu planetek). Dostali k tomu zapůjčenu skvělou CCD kameru vyvinutou pro 4m Mayallův dalekohled NOAO (též na Kitt Peaku). Tato kamera má na 0,9m dalekohledu zorné pole 1×1°, excelentní zisk a nízký šum. Metodou digitálního trackingu v pouhých dvou nocích detekovali v zorném poli kamery velké množství planetek (celkem 215), z nichž nejslabší měla 23,4 mag (s využitím 4m dalekohledu na Kitt Peaku se v roce 2009 dostali standardní metodou na stejnou hvězdnou velikost v červeném oboru). Nakonec u 197 planetek se podařilo změřit jejich polohu v obou po sobě jdoucích nocích. Ze změřených vzdáleností planetek mohli určit absolutní magnitudu a tím i přibližnou velikost těles. Nejslabší objekty měly velikost mezi 130 a 300 metry. Samozřejmě s využitím většího 4m dalekohledu bude možné jít ještě dál a hledat i planetky řádově sto metrů velké. O tom, kolik takových planetek o rozměrech 100 až 2000 metrů v pásu planetek je, panují jen přibližné představy. Budoucí pozorování tak mohou lépe odhalit, jak vypadá populace asteroidů v pásu planetek a jejich kolizní minulost.

Řada planetek hlavního pásu není sama, ale buď je doprovází satelit, anebo jde o binární systémy. Řada takových studií proběhla i v tomto roce. B. Carry aj. využili optická, infračervená a interferometrická pozorování k tomu, aby proměřili binární planetku (939) Isberga. Mimo jiné určili, že obě složky se obíhají s periodou 26,6 hodiny a hlavní těleso má velikost asi 12,4 km a družice asi 3,6 km. Vzájemná vzdálenost je 33 km. Měření spektra určilo, že jde o planetku typu S, ale podle hustoty je zřejmě trochu poréznější, než je typické pro meteority z takových planetek (chondrity typu S).

Na pozorování fotometrické křivky planetky (4541) Mizuno se podíleli i astronomové z Ondřejova. Určili, že tento binární systém má oběžnou dobu 29,68 hodiny. Primární složka se otáčí jednou za 2,8 h a ze světelné křivky plyne, že má téměř kulový tvar. Druhá složka, jak je patrné ze vzájemných zákrytů, je asi čtvrtinová. Podobný systém vykazuje binární planetka (4514) Vilen. Její složky se obíhají s periodou 16,85 hodiny, hlavní složka je opět téměř sférická s rotační periodou 2,9 h. Menší složka je k ní v poměru 0,26. Petr Pravec aj. proměřili také planetku (46 829), jejíž složky se obíhají za 16,8 hodiny a menší složka je k větší v poměru 0,4. Z dalších objevených binárních planetek uveďme pozorování tělesa (5425) Vojtěch. Z měření R. Stephense aj. vyplývá, že její složky se obíhají za 25,43 hodiny, hlavní složka se otáčí za 2,65 h a má trochu protáhlý tvar. Druhá složka má asi pětinový rozměr vůči hlavní. Binární povaha byla ještě objevena a proměřena u planetek (8474) Rettig, (4272) Entsuji, (3433) Fehrenbach a (2343) Siding Spring.

1.2.5. Křížiči (NEO)

Planetka 2004 BL86, která minula Zemi 26. ledna 2015, byla zkoumána opticky J. Pollockem a P. Pravcem a J. Bennerem aj. radarem v Goldstonu. Planetka proletěla 1,2 mil. km od Země, má průměr 325 m a byl u ní nalezen průvodce 50–100 m velký. Satelity byly radarem objeveny už u 44 křížičů zemské dráhy a dva mají dokonce dva průvodce.

V. Reddy aj. popsali podrobně potenciálně nebezpečnou planetku 2004 BL86. Uvádí, že podrobný výzkum těchto těles je důležitý pro posouzení toho, jaký účinek by případná srážka se Zemí měla. Spektrální charakteristika naznačuje podobnost s meteority ze skupiny planetky Vesta (lávové proudy vnitřně diferencovaného tělesa).

Snímky planetky (4179) Toutatis, které pořídila při průletu v roce 2012 sonda Chang’e 2, prostudoval tým Y. Bua. Nově vytvořený model planetky si můžeme představit jako tříosý elipsoid s rozměry 4354 × 1835 × 2216 m.

I. Wlodarczyk se zaměřil na potenciálně nebezpečnou planetku (410777) 2009 FD. Ta byla vysoko na tabulce hlídky JPL. Planetka typu Apollo má rozměr asi 160 m, jež by se mohla v osmi případech srazit se Zemí v letech 2185 až 2198, i když pravděpodobnost srážek je ve všech případech velmi nízká.

J. Drmola a M. Mareš z oddělení bezpečnosti a strategických studií MU v Brně se zamýšlí nad bezpečnostními riziky využití blízkozemních asteroidů. Hlavní riziko už nevidí ve státním sektoru, jako spíše u soukromých firem, pokud by chtěly využít asteroidy k těžbě surovin a to v případě nějaké nehody, která by planetku navedla do atmosféry. Zrovna tak hrozí riziko, pokud bychom měli odklonit nějakou planetku z předpokládané kolizní dráhy, případně, pokud by planetku někdo k Zemi dokonce navedl úmyslně.

Japonská vesmírná agentura JAXA vyzvala veřejnost, aby navrhla jméno pro asteroid, k němuž směřuje sonda Hayabusa-2. Planetka s předběžným označením 1999 JU3 dostala číslo definitivní číslo a jméno (162 173) Ryugu. Sonda by měla k planetce dorazit v roce 2018.

L. L. Yu & J. Ji provedli analýzu povrchových vlastností planetky (101955) Bennu, cíle sondy OSIRIS-REx. Teplotní charakteristiky povrchu odpovídají tomu, že většina povrchu je kryta jemnou půdou se zrny o rozměru od 1 do 31 mm a jde tak o vhodný cíl mise, která má z planetky odebrat vzorky a přivézt je zpět na Zemi.

1.2.6. Komety

6. srpna 2014 dorazila evropská sonda Rosetta ke kometě 67P/Čurjumov-Gerasimenková a vstoupila na její oběžnou dráhu. Jak shrnuje K. Mandtová aj., do té doby měli vědci jen omezenou možnost studovat komety zblízka, protože šlo pouze o jednorázové průlety (v případě komety Tempel 1 ovšem pomocí dvou různých sond). V září 1985 proletěla sonda International Cometary Explorer (ICE) 7 800 km od jádra komety 21P/Giacobini-Zinner. Táž sonda pak zkoumala ohon Halleyovy komety ze vzdálenosti mnoha miliónů kilometrů o rok později. To už ovšem probíhala rozsáhlá kampaň, během níž zkoumalo kometu 1P/Halley hned několik sond. Byly to japonské Suisei a Sakigake a sovětské Vega 1 a 2. Nejblíže pak proletěla sonda Giotto (600 km), první sonda Evropské vesmírné agentury. Ta později proletěla ještě kolem komety 26P/Grigg-Skjellerup v červenci 1992, pouze 200 km od jádra, ale to už nemohla snímkovat. Další mise Deep Space 1, sloužící hlavně k testování nových technologií, proletěla 2 000 km od jádra komety 19P/Borelly v září 2001. Další mise, Stardust, dostala za úkol posbírat vzorky meziplanetárního prachu i prachu z komety 81P/Wild 2, kolem které proletěla v lednu 2004, a pak se vrátila se vzorky zpět na Zemi. Ke kometě 9P/Tempel 1 doletěla v červenci 2005 sonda Deep Impact, která zde pomocí měděného projektilu provedla menší explozi a vědci mohli studovat uvolněný materiál. Tuto kometu pak v únoru 2011 fotografovala i sonda Stardust. Mezitím Deep Impact, přejmenována na misi EPOXI, minula v listopadu 2010 jádro komety 103P/Hartley 2. Přestože se vědci dozvěděli o kometách hodně nového, mise Rosetty a jejího přistávacího modulu Philae slibovala úplně nový pohled na komety, které, jak věříme, jsou schránkami s uloženými informacemi o tom, jak vznikala Sluneční soustava. Kometě 67P se více věnujeme níže v samostatné kapitole.

Čím více snímků kometárních jader z kosmických sond máme k dispozici, tím více je zvláštní, jak velké zastoupení mezi nimi mají jádra dvojitá, jakoby šlo o slepenec dvou samostatných jader. Kromě toho je často patrná vrstevnatá struktura. M. Jutzi a E. Asphaug provedli simulaci, zda to nemůže být důsledkem srážek už při vzniku kometárních jader. Nechali běžet na stovku trojrozměrných modelů srážejících se těles o různé dráze a hmotnosti. Ze simulací vyplývá, že současný vzhled kometárních jader může mít původ ve srážkách při jejich vzniku.

19. října 2014 nastal velmi zajímavý okamžik, když úplně nová kometa z Oortova oblaku, C/2013 A1 (Siding Spring), jen velmi těsně minula planetu Mars. Fascinující náhodou byla kometa v době maximálního přiblížení jen 137 tisíc km od planety. Kometu objevil Robert McNaught z Austrálie a již v době objevu 7,2 au od Slunce jevila komu a chvost. Vzhledem k přítomnosti několika sond na oběžné dráze i dvou vozítek na povrchu se nelze divit, že se pokusily zapojit do pozorování průletu komety. Ačkoli 5,5 dne po průletu kolem Marsu prošla kometa přísluním, její aktivita nebyla nakonec tak vysoká. Jádro mělo oproti předpokladu velikost jen asi 350 m a očekávané účinky na atmosféru Marsu a podobně byly malé. Pro nové komety z Oortova oblaku je typické, že bývají hodně aktivní už daleko od Slunce. C. Kiss aj. uvádí z měření Herschelovým vesmírným dalekohledem, že kometa musela začít s aktivitou už ve vzdálenosti 8 au od Slunce (téměř tak daleko, jako Saturn). Koma měla už tehdy velikost 50 000 km. Později komety přechází z aktivity poháněné uvolňováním ledů oxidu uhelnatého a uhličitého na aktivitu díky uvolňování vodního ledu. Podle týmu D. Bodewitse, který využil UV dalekohled na palubě družice Swift, začala kometa uvolňovat vodní led skokově ve vzdálenosti mezi 2,46 a 2,06 au. Zjevně šlo o sublimaci ledových částic v komě uvolněných pomocí uvolňovaného oxidu uhličitého z jádra komety. Později, jak se kometa dostala do přísluní, produkce CO₂ klesla a naopak H₂O vzrostla.

J. M. Bauer a jeho tým publikovali zajímavé výsledky mise Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE) a navazující mise NEOWISE. Tato infračervená družicová observatoř byla vypuštěna v prosinci 2009, aby prozkoumala celou oblohu v infračerveném oboru. To se jí podařilo ve čtyřech vlnových délkách od 3,4 do 22 mikrometrů. Vědci dále navrhli, aby byla data použita i na vyhledávání pohybujících se objektů, jako jsou komety a planetky. Ačkoli pozorování trvala jen něco přes rok, než postupně došlo chladivo pro citlivé přístroje, podařilo se detekovat na 158 tisíc malých těles, z toho 34 000 nově objevených. V tomto balíku dat bylo též 616 blízkozemních planetek. Družice byla v únoru 2011 uvedena do hibernace, ale úspěch NEOWISE vedl k rozhodnutí ji reaktivovat od prosince 2013 a využít výhradně k průzkumu malých těles Sluneční soustavy. Už během první části mise se družice stala po SOHO (objevující především komety v blízkosti Slunce) druhou nejúspěšnější observatoří v počtu objevených komet. Objevila jich 18 a navíc detekovala kometární aktivitu u dalších tří planetek. Po reaktivaci objevila další čtyři komety. Celkem v rámci první i druhé mise pozorovala 226 komet. Z toho jich 86 má oběžnou dobu větší než 200 let, patří tedy mezi dlouhoperiodické. Průměr jejich jader je odhadován na 0,4 až 25 km a teplota na povrchu byla v rozsahu od −137 do −16 °C. Z měření vyplynulo, že jádra dlouhoperiodických komet jsou v průměru větší, než krátkoperiodických. V produkci prachu se obě skupiny komet významně nelišily, ovšem dlouhoperiodické často produkují více molekul oxidu uhelnatého a uhličitého i ve velkých vzdálenostech od Slunce (nad 4 au). Z vývojového hlediska je to logické, protože dlouhoperiodické si ponechávají více původního ledu CO, zatímco množství ledu CO₂ je u obou typů komet podobné.

P. Gronkowski a M. Wesolowski přišli s modelem náhlých zjasnění komet, tzv. outburstů. O vysvětlení těchto jevů se vědci pokoušejí již sto let (1920, Hughes). Známým příkladem komety opakovaně zjasňující je 29P/Schwassmann-Wachmann 1. Podle teorie zmíněných astronomů se několik metrů pod povrchem těchto komet nachází dutiny, kde je uvězněn plyn pod tlakem a jakmile je z různých důvodů vrstva hornin nad nimi odnesena, dojde k explozivnímu uvolnění ukrytého plynu, který strhne i velké množství prachu, a my pozorujeme zjasnění komety. Modelovaná uvolnění hmoty z kometárních jader dobře odpovídají pozorované amplitudě zjasnění.

W. Boonplod nalezl na snímcích korónografu LASCO C3 kometu C/2015 D1 (SOHO), která byla zpočátku velmi slabá, ale poté rapidně zjasnila. M. Knight z Lowellovy observatoře analyzoval její vývoj v korónografech. 17. února vypadala jako slabá hvězdička na hranici detekce v LASCO C3 s jasností asi 9,5 až 10 mag. Již na konci dne 19. února dosáhla maxima jasu 1,3 mag a vypadala už jako kometa s ohonem. Rychlý nárůst jasu naznačoval její rozpad. G. V. Williams spočítal její předběžnou dráhu, na jejímž základě se podařilo později nalézt oblak hmoty, který z komety zbyl. Vyfotografovali jej čeští astronomové M. Mašek, J. Juryšek a J. Černý ve spolupráci se španělskými kolegy pomocí 150mm dalekohledu BOOTES-1 ve španělské Andalúsii. Oblak na snímku měl rozměry 31‘ × 5‘ a celkový jas byl odhadnut na 8 mag. Z. Sekanina z JPL na základě fotografie vypočítal, že zhruba jednu hodinu po nejbližším průletu kolem Slunce se uvolnil oblak velkých prachových zrn, který vytvořil tento oblak, ohon komety bez hlavy. Typická velkost zrn byla 0,5 mm. Maximální rychlost, jakou byla zrna uvolněna, činila 65 m/s, což je založeno na předpokladu, že k jejich uvolnění došlo v krátkém okamžiku.

H. Brewington se v časopisu Sky&Telescope zamýšlí nad soumrakem vizuálních objevů komet. Těm stále více ztěžují snahu různé automatické přehlídky oblohy. Začalo to už v 90. letech 20. století, kdy první kometu objevil automaticky Spacewatch. Následovaly přehlídky LONEOS, NEAT, SOHO, LINEAR, Catalina, WISE a NEOWISE a nyní PanSTARRS. Přesto se stále dařilo vizuálně komety nalézt, především v těch částech oblohy, kam se zrovna přehlídky oblohy kvůli počasí nebo světlosti oblohy nedostanou. Poslední vizuální objev však spadá do roku 2010, kdy Kaoru Ikeya a Shigeki Murakami objevili kometu (P/2010 V1, nyní 332P). Podle Murakamiho ještě definitivně šance vizuálních objevitelů nezmizela; několik komet jim těsně uniklo, ačkoli je měli v dosahu, ale s dalším rozšířením přehlídek oblohy to budou mít ještě složitější. Příkladem je chystaný projekt Large Synoptic Survey Telescope (LSST), který bude mít zrcadlo o průměru úctyhodných 8,4 metru a hlavně na něm bude nasazena obří 3200 Mpix CCD kamera. Ta bude schopna najednou snímat pole o ploše 40 úplňků!

1.2.7. Kometa 67P/Čurjumov-Gerasimenková

Mise Rosetta/Philae je natolik mimořádný milník ve výzkumu komet a přinesla tolik nových informací, že jsme jí vyčlenili samostatnou podkapitolu.

Z prvních informací po příletu se zjistilo, že jádro je dvojité. Menší lalok má hlavní rozměry 2,6 × 2,3 × 1,8 km a větší 4,1 × 3,3 × 1,8 km. Doba otočky je 12,4 hodiny, hmotnost 10¹³ kg, objem 21,3 km³. Z toho plyne velmi nízká hustota (470 kg/m³), jádro je tedy velmi porézní. Odrazivost povrchu (albedo) je na úrovni 6 % a teplota povrchu v době příletu Rosetty byla průměrně −40 °C. Kometa vůbec překvapila, protože model špinavé sněhové koule zde moc neplatil, když povrch byl krytý prachem skoro bez jakýchkoli stop po ledu, ať už vodním, nebo ledu CO₂.

První pozorování komety s pomocí přístroje OSIRIS shrnuli C. Tubiana a jeho tým. Kometa byla v období března až června 2014 málo aktivní. Nejaktivnější byla oblast poblíž severního pólu jádra. Později bylo nejvíce výronů plynů pozorováno z oblasti spojovacího „krku“.

12. listopadu přišel další mezník, když na povrch komety dosedl modul Philae. Rosetta jej uvolnila v přesně spočítaném okamžiku, aby volným pádem dosedl na plánovaném místě. Ovšem přistání se nezdařilo podle plánu, nezafungovaly kotvící harpuny a Philae se odrazil pryč. Poté letěl téměř dvě hodiny prostorem, škrtnul o povrch, roztočil se a po dalších sedmi minutách dosedl definitivně na povrch. Bohužel zůstal zaklíněn v nějakém útesu a jeho poloha neumožňovala dobíjet baterie pomocí slunečních panelů. I tak fungoval na chemické baterie po dobu 57 hodin a stihl udělat základní průzkum místa přistání včetně fotografií. Pokus o navrtání hornin byl neúspěšný, byla tam velmi tvrdá hornina nebo led (teplota −153 až −163 °C). Philae se pak ještě probral 13. června 2015, když se mu začalo dostávat více slunečního záření, ale nepodařilo se získat další data a modul probudit a využít.

K. Alweggová aj. publikovali první výsledky měření přístroje ROSINA na Rosettě. Ten měří poměr deuteria k vodíku (D/H), abychom mohli porovnat vodu na Zemi s vodou na jiných tělesech Sluneční soustavy. Pozoruhodným zjištěním bylo, že poměr D/H na kometě 67P je dokonce trojnásobný oproti Zemi a je dokonce vyšší, než byl zjištěný u komet z Oortova oblaku. Kometa Čurjumov-Gerasimenková, ačkoli patří do Jupiterovy rodiny komet, je tedy jiná, než bychom asi čekali. Například kometa 103P/Hartley 2 z téže rodiny komet, má zatím jako jediná stejný poměr vodíku a deuteria, jako je na Zemi. Naopak planetky mají také často „stejnou vodu“. To by mělo podporovat myšlenku, že většina vody na Zemi nepochází z komet a že komety Jupiterovy rodiny rozhodně vznikaly v různých místech Sluneční soustavy.

H. Keller aj. se zaměřili na změny rotace jádra. Protože rotační osa je hodně skloněná (52°), a v době přísluní byla osvětlena především jižní část, dochází vlivem aktivity jádra ke změnám rotace. Ta je v období kolem přísluní rychlejší a pak zase zpomalovala.

J. Vincent aj. rozebírají v Nature původ nově se objevivších propadlin a jiných jam („sinkholes“). Domnívají se, že vznikají ztenčením a poté propadnutím stropu dutin; proto mají často kulatý tvar. Obnažený materiál na stěnách pak sublimuje, takže jamky jsou zdroji větší aktivity. Již neaktivní jámy mají členité stěny a na dně suťová pole. Nejaktivnější dutina má 220 metrů šířku a 185 metrů hloubku. Aktivita dutin není explozivního charakteru, ale produkují hodně prachu, až 1 milión tun z jedné dutiny.

M. Massironi potvrdil na konferenci v Nantes, že kometa vznikla srážkou dvou jader. Oba laloky mají patrné zvrstvení, které na krku komety chybí.

A. Bieler aj. uvádí, že poprvé byl na kometě detekován molekulární kyslík. Protože zde neměl jak vzniknout druhotně (nelze z H₂O) a je velmi reaktivní, mělo by jít o původní kyslík z dob vzniku Sluneční soustavy.

S blížícím se přísluním rostla aktivita komety. Např. 27. 7. 2015 byl zaznamenán krátký intenzivní výtrysk z oblasti krku s trváním jen pár minut. Rychlost částic byla 10 m/s a došlo k výraznému nárůstu produkce CO₂ (2×), CH₄ (4×) a SO₂ (7×). 13. srpna 2015 byla kometa nejblíže ke Slunci. Produkce prachu rychlostí 1 tuna za sekundu, vodní led 300 kg/s.

Rok po přistání Philae se tým Rosetty rozhodl, že na konci mise v září 2016 ji také nechá dopadnout na jádro komety. Získají se tím přesnější data, než doposud a také nejdetailnější snímky. Bude to ale tvrdý konec mise a sonda nebude dále schopna vysílat data.

1.2.8. Meteory

J. Madieda aj. sledovali v letech 2012 a 2013 záblesky na neosvětlené straně Měsíce během činnosti meteorického roje Perseid. Vzhledem k fázi Měsíce zaznamenali v r. 2012 pouze jeden záblesk, ale o rok později 12. Jasnost záblesků byla od 6,6 do 9,3 mag. Odhadli tedy velikost meteoroidů, které záblesky způsobily, na 2 až 190 gramů.

L. Neslušan publikoval v časopise Contributions of the Astronomical Observatory Skalnaté Pleso rozsáhlý souhrn studií planetky Phaeton a meteorického roje Geminid. Popsal jednotlivé studie zabývající se historickými pozorováními tohoto bohatého meteorického roje. Zmiňováno je hledání zdrojového tělesa, kterým se po objevu planetky (3200) Phaeton v roce 1983 stalo těleso, jehož povaha je mezi vědci stále předmětem bádání. Jedni se z infračervených pozorování přiklánějí k tomu, že jde o planetku, která prošla aktivní fází, podobně, jako to vidíme u jiných planetek hlavního pásu. Jiní zase z pozorování spekter meteoroidů Geminid poukazují na to, že jde o tělíska spíše kometárního původu. Dále je zmiňována řada studií upozorňujících na poměrně velkou soudržnost meteoroidů, které často vnikají hlouběji do atmosféry, než jiné kometární meteoroidy. Připomínají také, že často rotují. Oboje lze vysvětlit tím, že dráhy meteoroidů sahají do blízkosti Slunce, kde na ně číhá silný tepelný stres. Důsledkem je pak zpevnění a roztočení částic. Zároveň vědci připomínají, že ze stejného důvodu dochází k rozpadu větších meteoroidů na menší a tudíž nelze v proudu Geminid očekávat větší kusy, které by mohly po svém pádu zanechat dopadnuvší meteority, ačkoli v případě několika pádů opravdu jasných Geminid to nešlo zcela vyloučit. Předložené studie ukazují, že proudy meteoroidů jsou staré od stovek po několik tisíc let a stále hodně kompaktní a měly by takto vydržet ještě minimálně několik století.

Tým P. Babadžanova se zabýval původem blízkozemní planetky 2007 CA19. Autoři soudí, že jde původně o kometu Jupiterovy rodiny, protože produkuje meteorické roje pozorované ze Země. Konkrétně jde o dva noční (severní a jižní éta Virginidy) a dva denní roje, protože dráha planetky se vyvíjela tak, že nyní protíná dráhu Země čtyřikrát.

A. Witzeová uvádí v Nature, že pozorování meteorů pomocí citlivých videokamer pomohlo objevit 86 nových meteorických rojů. V článku je zmiňován výsledek pozorování 60ti kamer sítě Cameras for Allsky Meteor Surveillance (CAMS), které zachytily od roku 2010 přes čtvrt miliónu meteorů. Z nich asi ¾ byly identifikovány jako nahodilé a čtvrtina rojových. Z toho ke stávajícím 81 meteorickým rojům přibylo již zmíněných dalších 86. Ukazuje to lépe na komplexnost výskytu prachu v okolí zemské dráhy. V tomto výzkumu se pokračuje i nadále nejen v Kalifornii, ale i v dalších částech světa, a to i amatérskými projekty.

A. Moorheadová aj. publikovali výsledky pozorování roje kappa Cygnid, které měly mimořádně silné maximum v roce 2014. Díky pozorováním meteorické sítě NASA, Kanadské a České meteorické sítě se podařilo lépe prozkoumat dráhy meteoroidů tohoto jinak málo prozkoumaného roje. Většina částic je na drahách v rezonanci s Jupiterem. Díky lépe známým dráhovým parametrům většiny meteoroidů bylo možné najít kandidáty na mateřské těleso roje. Nejnadějnějším kandidátem je nyní planetka 2001 MG1.

T. Kasuga a D. Jewitt prozkoumali fyzikální parametry planetky (196256) 2003 EH1, o níž se domníváme, že jde o mateřské těleso roje Kvadrantid. Z pozorování především vyplývá, že těleso je kometárně neaktivní a pokud by mělo být zdrojem Kvadrantid, muselo by se tak dík díky občasným náhlým uvolněním částic, nebo musí existovat ještě jiné zdrojové těleso tohoto meteorického roje.

Z pozorování komety 209P/LINEAR v roce 2014 vyplynulo, že by měla být původcem nového meteorického roje Camelopardalid. Ten pozoroval pomocí radaru z Číny tým J. Youngera. Zaznamenalii celkem 590 meteorů tohoto nového roje, určili orbitální parametry meteorického proudu a jeho šířku na 211 000 km.

M. Micheli a D. Tholen hledali v proudech meteorických rojů objekty o řádově metrové velikosti. Činili tak v době, kdy měly být vzdáleny od Země v řádu hodin až dnů od maxima meteorických rojů. Ačkoli pozorování nebyla úspěšná, mohla by být impulsem pro další podobná pozorování. Zdá se, minimálně u Taurid a Geminid, že v jejich proudu se nenachází žádná tělesa o velikostech od decimetrů po metrová.

Na 8. říjen byla předpovězena výraznější sprška meteorického roje Drakonid, která skutečně nastala a i vizuálně se dalo pozorovat několik desítek meteorů. Tým J. Vaubaillona uspořádal pozorovací misi dvou letounů startujících ze Švédské Kiruny. Na palubě bylo mnoho kamer a cílem bylo získat dvoustaniční záznamy drah meteorů. Maximum nastalo podle předpovědi a podařilo se zachytit na 250 meteorů, z nichž u 35 šlo o dvojstaniční měření spekter, dráhy, rychlosti a zpomalení v atmosféře. Výsledky byly povzbudivé a vedly k dalším podobným pozorovacím kampaním pomocí letadel.

1.3. Sluneční soustava kdysi a dnes

Jak připomněl K. Batygin aj., už I. Newtona trápila otázka, zda je dynamicky stabilní Sluneční soustava dlouhodobě udržitelná. Díky jeho následovníkům J.-L. Lagrangeovi (1778). P. Laplaceovi (1772, 1775) se ukázalo, že dlouhodobě stabilní je, což se v průběhu první poloviny XIX. stol. dále potvrzovalo v pracích S. Poissona, K. Gausse, J. Adamse. U. Leverriera a mnoha dalších prvotřídních fyziků. Jenže v r. 1892 přišel H. Poincaré s důkazem, že už problém tří těles nemá analytické řešení, což okamžitě zpochybnilo přesvědčení, že dráhy těles Sluneční soustavy jsou dlouhodobě stabilní. Astrofyzika však neměla vhodné nástroje pro vybřednutí z této šlamastyky až do nástupu rychlých elektronických počítačů v 80. letech minulého století. Koncem dekády se řada autorů pokoušela numerickými metodami prokázat dlouhodobou stabilitu Sluneční soustavy, což se však dařilo jen zčásti, neboť se ukázalo, že už na časové stupnici řádu jednotek miliard let může Merkur podlehnout dráhovému chaosu s vážnými následky pro soustavu terestrických planet Sluneční soustavy. Definitivní hřebík do rakve víry o dlouhodobé stabilitě Sluneční soustavy zatloukli J. Laskar a M. Gastineau v r. 2009, když ukázali, jak dráhové rezonance Merkuru s Jupiterem destabilizují během příštích let poměry ve vnitřní části Sluneční soustavy, takže Merkur se buď zřítí na Slunce, anebo se Merkur, Venuše či Mars srazí se Zemí. Autoři se inspirovali dráhovým chaosem v pásmu planetek a odtud se snaží upřesnit, co bude fyzikální příčinou prudkého nárůstu chaosu Merkurovy dráhy. Citují přitom mimo jiné také práce českých astronomů M. Šidlichovského a D. Nesvorného.

M. Hedman aj. si položili otázku, proč se masivní prstence ledového materiálu vyskytují převážně ve vzdálenostech 8 ÷ 20 au od Slunce. Docházejí k závěru, že v těchto vzdálenostech panuje typická teplota 70 K, která se projevuje mimořádnou křehkostí drobných úlomků, jež se nakonec rozprostřou kolem Saturnu, Uranu a planetek (10199) Chariklo a (2060) Chiron. Obě planetky patří mezi Kentaury, jejichž oběžné dráhy obecně brázdí rozsáhlý prostor mezi Jupiterem a Neptunem.

G. Gloecker a L. Fisk polemizují s tvrzením, že kosmická sonda Voyager 1, která se v r. 2015

vzdálila od Slunce na ohromujících 131 au, a s níž stále technici udržují rádiové spojení, již opustila heliosféru, protože údajně proletěla heliopauzou a nalézá se tedy v interstelárním prostoru. Oba autoři se domnívají, že v magnetickém pouzdře heliosféry dochází ke stlačení slunečního větru, který se tím ohřeje, ale ve větší vzdálenosti od Slunce opět ochladí. To souhlasí s měřeními kosmické sondy IBEX pro vzdálenost, v níž se nyní Voyager 1 nachází. Rovněž směr dipólu magnetického pole se nezměnil, ačkoliv lze očekávat, že směr dipólu interstelárního pole nebude s dipólem meziplanetárního magnetického pole lícovat.

Podle H. Krügera aj. poskytla kosmická sonda Ulysses (ESA) během let 1992-2007 jedinečné údaje o interstelárních prachových proudech, které procházejí Sluneční soustavou. Interstelární prachová zrnka mají typickou hmotnost 10^-13 kg. Jejich prostorová hustota dosahuje 2.10^-24 kg m^-3, což je třetina dříve udávané hustoty. P. Strub aj. získali z téhož zdroje údaje o časové proměnnosti parametrů prachových proudů způsobených především proměnami interplanetárního magnetického pole během slunečních cyklů. Autoři tak pozorovali posuv směru příchodu prachových proudů o 50^° v r. 2005 při současném čtyřnásobném růstu jejich toku během 8 měsíců. Třetí tým vedený V. Sterkenem upozornil na čtyři důležité jevy: 1. výskyt obřích interstelárních částic v prachových proudech; 2. deficit drobných interstelárních částic; 3. změna směru v r. 2005, jež se dá vysvětlit Lorentzovou silou ve vnitřní části heliosféry; 4. těžší částice registrované od r. 2003 maji nižší hustotu, než se dosud myslelo.

B. Johnson aj. zjistili, že meteority většinou představují vedlejší produkty při vzniku planet spíše než zbytky nepoužitého stavebního materiálu Sluneční soustavy. Argumentují totiž masovým výskytem chondrulí ve velké většině meteoritů. Chondrule mívají přibližně sférický tvar a rozměry řádu 1 mm. Vznikají nejspíš při nárazech na terč rychlostmi >10 km/s. Autoři vycházeli z experimentálních dat, kdy vstřelovali materiál do terče rychlostmi >2,5 km/s. Tak dostávali milimetrové chondrule, které po impaktech chladly tempem 10 ÷ 1 000 K/h.

K. Öbergová aj. studovali protoplanetární disk kolem mladé Herbigovy hvězdy MWC 480 (Tau; 2 M_O; 140 pc) zobrazený mikrovlnnou aparaturou ALMA. Ve spektru disku objevili řadu organických molekul a vodu. Odtud usoudili, že komety ve Sluneční soustavě slouží jako dodavatelé organických látek (zvláště kyanidů) a vody do protoplanetárních disků, z nichž nakonec vznikly terestrické planety. Jak následně ukázali H. Levison aj., také obří planety Sluneční soustavy mají svůj základ v podobě „oblázků“ (pebbles) o průměrech 0,01 ÷ 1,0 m. Oblázky poměrně rychle vytvoří vinou aerodynamického brždění planetesimály o průměrech až 100 km. Následně se uplatní gravitační hroucení na objekty o rozměrech řádu 1 000 km, jež vedou k vytvoření jader obřích planet. Oblázková akrece probíhá velmi rychle, neboť dokáže vytvořit kamenné jádro planety o hmotnosti řádu 10 M_O během několika tisíciletí. Větší planetesimály vynesou ze sálu menší tělesa, takže vznikne jen málo obřích planet v souladu se skutečností, tj. 1 – 4 obří plynné planety ve vzdálenostech 5 ÷ 15 au od mateřské hvězdy.

R. Martinová a M. Livio shrnuli pokrok v poznávání mechanismů vzniku planetárních soustav srovnáním vzhledu a stáří Sluneční soustavy s typickými extrasolárními planetárními soustavami. Ze srovnání vyplývá, že počet, hmotnosti a hustota obřích planet naší soustavy jsou docela typické, až na to, že Jupiter je relativně daleko od Slunce. Výstřednosti našich planet jsou obecně mírné, ale v souladu s počtem osmi planet, které si prakticky navzájem nepřekážejí v dráhové stabilitě. Co nám však chybí, jsou Nadzemě s oběžnými dobami dnů až měsíců, a aspoň jedna planeta uvnitř dráhy Merkuru. Autoři vyjadřují opatrný optimismus, že soustav podobných naší se ve vesmíru vyskytuje poměrně dost, takže to by mohlo zvýšit vyhlídky, že někde jinde je na nějaké planetě život, a třeba i inteligentní bytosti.

R. Clutier aj. posuzovali udržitelnost domněnky, že Sluneční soustava měla zpočátku pět plynných obrů, z nichž jeden byl brzy odeslán na hyperbolickou dráhu do vesmíru. Háček domněnky spočívá ve výskytu družice Callisto u Jupiteru a Iapetus u Saturnu. Parametry obou družic i jejich samotná existence se totiž nedají sladit s dynamikou vyvržení páté obří planety. Autoři však propočítali pravděpodobnosti, že by zmíněné velké družice takové vypuzení přece jen mohly přežit. Zatímco pro Japetus jim vyšla nepatrná pravděpodobnost přežiti pouze 1 %, tak u Callisto to dopadlo přijatelně – pravděpodobnost přežití 42 %. Je tedy docela možné, že se vyhazov 5. obří planety v rané epoše Sluneční soustavy opravdu odehrál.

Dalším problémem je podle A. Izidora aj. je příliš nízká hmotnost Marsu v porovnání se Zemí. To by se dalo vysvětlit prudkým poklesem hustoty protoplanetárního disku ve vzdálenosti >1 au, ale pak by vypadal současný pás planetek dočista jinak; nebyl by zdaleka tak dynamicky vybuzený, jak pozorujeme. Autoři se proto přiklánějí k domněnce o významné migraci Jupiteru a Saturnu z míst, kde tyto hlavní planety vznikly. Scénář migrace se nazývá Grand Tack („velký obrat“) a ve shodě s ním vznikl Jupiter na sněžné čáře ve vzdálenosti 3,5 au a Saturn o něco později ve vzdálenosti ~4,3 au. Jupiter po svém vzniku začal migrovat směrem ke Slunci, ale lehčí Saturn ho rychleji pronásledoval, takže v době, kdy Jupiter dospěl do vzdálenosti 1,5 au od Slunce, se oběžné doby obou planet ocitly rezonanci 3:2, anebo spíše 2:1. Tato událost způsobila, že obě planety se vydaly opačným směrem do svých současných poloh v 5,2 au a 9,6 au, kde se zastavily. Během přibližování ke Slunci Jupiter rozházel materiál hlavního pásu planetek a sebral nebo rozptýlil část hmoty protoplanetárního disku, z něhož posléze vznikl Mars. V tom pokračoval i při zpětném pohybu po velkém obratu. Podobný scénář obdrželi nezávisle také D. Rubie aj., jímž vyšlo, že díky tomuto scénáři má Země o řád více křemíku a půl řádu více kyslíku než Mars.

Ani původ Měsíce jako průvodce Země není dosud zcela vyjasněn. Podle N. Kaiba v poslední fázi vzniku planetární soustavy se zde potulovaly stovky těles o hmotnosti Měsíce, z nichž se nakonec náhodně (stochasticky) složily čtyři terestrické planety, jež si navzájem kradly materiál pro svůj postupný růst. Poslední velký projektil, jenž narazil do Země, dostal sice jméno Theia, ale o vlastním scénáři se stále ještě vedou ostré debaty. S pravděpodobností <5 % mohla mít obě tělesa shodné mineralogické a izotopové složení, což je až neuvěřitelně přesně splněno. N. Kaib a N. Cowan nakonec uzavírají, že velká podobnost izotopového složení Měsíce a Země je prostě otevřenou záhadou. Podle P. Michela se otázkám katastrofických srážek těles Sluneční soustavy věnovala již 8. mezinárodní konference v létě 2013 na Havajských ostrovech, jíž se zúčastnila většina světových odborníků v této disciplině na pomezí astronomie, planetologie fyziky, geologie a geofyziky.

Základní inventura těles Sluneční soustavy rozpoznaných k 15. X. 2015 vypadá takto: Nejvíce je identifikovaných planetek (694,5 tis.), následují komety (5,5 tis.), transneptunská tělesa (1,9 tis.), průvodci (satelity) planetek (200), průvodci (satelity) TNO (77) a tělesa s prstenci (6).

1.4. Slunce

M. Meftah aj. pozorovali pomocí teleskopu SODISM (SOlar Diameter Imager and Surface Mapper) na družici Picard (Jean Picard měřil úhlový průměr Slunce již v 17. stol.) okamžité úhlové rozměry slunečního disku s přesností lepší než 0,5 obl. milivteřiny. Družice Picard byla vypuštěna v červnu 2010 a fungovala až do počátku dubna 2014. Sledovala rozměry Slunce v různých vlnových délkách a s nejvyšší přesností na vlnové délce 782 nm. Ukázala tak pouze zploštění Slunce na pólu vůči rovníku v úhlové míře o (7,9 ±0,3) milivteřiny, tj. v lineární míře o 5,7 km. Během celého období kolísaly tyto hodnoty s přesností pod ±14,5 km, takže rozměry Slunce jsou obdivuhodně stálé v relativní míře 2.10^-5. M. Emilio aj. využili přechodu Venuše přes sluneční disk v červnu 2012 k měření úhlových rozměrů slunečního disku jednak v červeném pásmu 617 nm, ale též v ultrafialovém pásmu 160 ÷170 nm. V červeném oboru naměřili sluneční poloměr (959,57“ ±0,02“), tj. lineárně (695 946 ±15) km, zatímco v krátkovlnném oboru dostali hodnoty (963,04“ ±0,03“) a (961,76“ ±0,03“) pro zmíněná dvě pásma. Jako střední hodnotu slunečního poloměru nakonec uvedli (696 156 ±145) km.

S novou technikou měření úhlového poloměru Slunce během úplných zatmění Slunce přišli P. Lamy aj. Metoda využívá světelných křivek jasnosti Slunce těsně před a po druhém a třetím kontaktu. Přislušné fotometry pracují automaticky a jsou rozmístěny podél pásu úplného zatmění. Naměřené světelné křivky se pak porovnávají s umělými křivkami, které využívají nejpřesnější efemeridy Slunce a Měsíce a také topografický model Měsíce, jak jej získala japonská sonda Kaguya. Autoři získali kvalitní data při úplných zatměních v letech 2010, 2012, 2013 a 2015, a pro vlnovou délku 540 nm obdrželi výslednou střední hodnotu slunečního poloměru (959,99“ ±0,06“), tj. lineárně (696 246 ±45) km. J. Rozelot aj. však upozornili, že silná závislost naměřeného poloměru Slunce na použitých vlnových délkách elektromagnetického záření je poněkud podezřelá. V letech 2003, 2006, 2012 a 2014 využili mnozí autoři tranzitů Merkuru a Venuše v pásmech od EUV po rádiové vlny. Je zřejmé, že příslušné spektrální čáry vznikají v různých vzdálenostech od centra Slunce, jenže dosavadní data nejsou dost početná, aby se nějaká kloudná závislost poloměru na vlnové délce dala vysledovat a vysvětlit. Zcela záhadné je minimum slunečního poloměru pro vlnovou délku (6,6 ±1,9) µm.

I. Usoskin aj. podrobně rozebrali všechny pozorované údaje o Maunderově minimu sluneční činnosti v letech 1645-1715, zejména pozorování slunečních skvrn očima ve státech Dálného východu, všechna pozorování skvrn dalekohledem, výskyt polárních září v nižších zeměpisných šířkách, zastoupení kosmogenních radionuklidů v letokruzích stromů a v ledových jádrech z vrtů i vzhled sluneční koróny při zatměních. Dospěli k závěru, že všechny tyto indikátory potvrzují existenci dlouhodobého Maunderova minima, které bylo určitě hlubší a delší než následující Daltonovo minimum (1790-1830), a tím spíše než minimum současného 24. cyklu.

T. Zaqarashvili aj. se věnovali dlouhodobějším variacím sluneční činnosti pomocí řady různých ukazatelů, tj. změn relativního čísla v korelaci se změnami zastoupení nuklidů ¹⁰Be (poločas rozpadu 1,4 mil. let) a ¹⁴C (poločas rozpadu 5,7 tis. let). Našli pět dlouhodobých cyklů v délkách od 1 000 do 100 let, které patrně souvisí s pomalými magnetickými Rossbyho módy v nitru Slunce. Je-li domněnka o toroidálním magnetickém poli s indukcí 0,12 ÷ 0,13 T správná, měli bychom už v první polovině XXI. století pozorovat velké minimum sluneční činnosti a la Maunderovo minimum v letech 1645-1715. K podobnému závěru o nástupu nového Maunderova minima dospěli z rozboru údajů o četnosti slunečních skvrn v letech 1700-2012 také I. Zachilas a A. Gkana. Y. Nagovitsyn aj. ukázali na základě historických pramenů, že za posledních 10 tis. let dosahovalo relativní číslo sluneční činnosti maxima R ~ 240.

Současný 24. sluneční cyklus charakterizuje vyhlazené maximum R = 116 v dubnu 2014, což je nejnižší maximum za posledních 100 roků. Křivka relativních čísel však měla zřetelně rozeklaný průběh s prvním maximem R = 99 v říjnu 2011 a druhým R = 101 v dubnu 2014. Navíc se první maximum týkalo severní polokoule a druhé maximum polokoule jižní. Nic podobného se v celé historii pozorování Slunce nestalo. Z. L. Du dokonce soudí, že zmíněná rozeklanost maxima, a také asymetrický průběh relativního čísla během cyklu, může mít svou vnitřní příčinu v podobě dvojitého dynama ve slunečním nitru. Jak známo, vyšší maxima cyklu mívají kratší náběh i celkovou délku cyklu, než slabší maxima. V modelu dvojitého dynama vyšel autorovi interval mezi rozeklanými maximy kolem dvou let. N. Sheeley a Y. M. Wang usoudili, že ve druhé polovině roku 2014 došlo na Slunci k náhlému omlazení globálního slunečního magnetického pole s indukcí nejvyšší od r. 1991! Ve vnější koróně silně přibylo smyček a indukce interplanetárního magnetického pole se zdvojnásobila. Přitom nevzrostly standardní indikátory sluneční činnosti, jako jsou relativní čísla a počty koronálních výronů hmoty (CME). Zato se zvýšil energetický tok v aktivních oblastech a tím i celkový magnetický moment slunečního dipólu. To by se mělo projevit znovu i během příštího 25. cyklu sluneční činnosti, čili žádné nové Maunderovo dlouhodobé minimum prý nezačne.

C. Karoff aj. přinesli důležitý důkaz o chybějícím slunečním cyklu během tzv. Daltonova minima. Využili k tomu měření obsahu nuklidu ¹⁰Be v ledových jádrech z vrtů v severním Grónsku z příslušných let. Množství vzniklého nuklidu se totiž liší v lichých a sudých cyklech sluneční činnosti, což souvisí s přepólováním magnetického dynama mezi cykly. Měření potvrdila, že je potřebí vložit do seznamu cyklů krátký cyklus 4b v letech 1793-1799. Rovněž F. Inceoglu aj využili proměnného zastoupení radionuklidů z grónských ledových jader pro široký interval letopočtů od r. 1650 n. l. do doby 6 600 let př. n. l. To jim umožnilo identifikovat výrazná maxima a minima period cyklů sluneční činnosti. Autoři ukázali, že epochy mírné aktivity nebývají delší než 50 let, kdežto epochy vysokých aktivit trvají až 100 let. Tak se podařilo pokrýt celé období holocénu (počátek kolem r. 10 000 př. n. l.) umožní odkrýt souvislosti mezi sluneční činností a střednědobými změnami klimatu na Zemi.

V r. 2012 objevili F. Miyake aj. ostrý vrchol koncentrace radionuklidu ¹⁴C v letokruzích japonského cedru pro r. 774/775 n. l. Vzápětí se podařilo najít obdobné zvýšení koncentrace také ve stromech z Kalifornie, severní Sibiře a Nového Zélandu. F. Miyake aj. našli posléze pro daný rok zvýšenou koncentraci radionuklidu ¹⁰Be v Antarktidě. Příčinou jevu nemohla být supernova, protože by byla velmi blízko (<15 pc), takže by ji tehdejší lidé jistě viděli očima. Záblesk GRB se také nehodí k vysvětlení, protože je krátký, a může navíc ozářit jen přivrácenou polokouli Země. Proto je prakticky jisté, že celý úkaz způsobila supererupce na Slunci se zářivým výkonem 50krát vyšším než zmíněné novodobé případy. Podobné náhlé zvýšení koncentrace ¹⁰Be v grónských ledových jádrech se našlo také pro r. 993/994 n. l., a jeho příčina bude zřejmě podobná. R. a D. Neuhauserovi probrali všechny dostupné údaje o polárních zářích z Evropy, Blízkého, Středního i Dálného východu pro období let 731 – 825 n. l. Potvrdili tak výskyt polárních září v nižších zeměpisných šířkách v letech 743, 745, 762, 765, 772, 773, 793, 796, 807 a 817, které však nesouvisely s vysokou koncentrací radionuklidu ¹⁴C v r. 774/775. To je ostatně v pořádku, protože v případě silné sluneční činnosti je potlačena možnost průniku kosmického záření, jež je odpovědné za vznik zmíněných radionuklidů, k zemskému povrchu. Indexy sluneční činnosti se tedy vyskytují v protifázi vůči indexům nárůstu kosmogennich radionuklidů, což autoři dokumentovali na základě souběhu údaju o polárních zářích, slunečních skvrnách a nárůstech radionuklidů pro období let 733 – 844. Našli tak jasné důkazy o devíti cyklech sluneční činnosti a také o krátkém anomálním cyklu s maximem těsně před r. 774.

R. Casas a J. Vaquero rekonstruovali historii sledování pohybu sluneční skvrn pomocí převodu tehdejších analogových měření do strojového formátu. Pokryli tam epochu od r. 1853 do r. 1870, kdy skvrny zakreslovali R. C. Carrington, C. F. H. Peters a W. de la Rue, což umožnilo získat údaje o rychlosti pohybu skupin slunečních skvrn v závislosti na heliografické šířce. Současně uvedli, že teleskopické pozorování skvrn začalo už v r. 1610 díky anglickému astronomovi T. Harriotovi, na něhož pak navázali J. Fabricius (1611), G. Galilei (1613), C. Scheiner (1630) a J. Hevelius (1647). Také tato pozorování se nyní postupně převádějí do strojového formátu. Podobně L. Krista a S. Intosh napsali program SEISS pro standardní zpracování snímků úplných slunečních zatmění, jak je pořizují profesionální i amatérští astronomové při novodobých zatměních. V obrazovém katalogu se tak postupně ocitnou snímky o standardní velikosti, rozlišení a orientaci. Postupně tak naplní megaprojekt EMP videí z jednotlivých zatmění, jenž bude dostupný zájemcům na adrese: www.eclipsemegamovie.org

M. Bobraová zveřejnila přehledový článek o slunečních supererupcích. K nim zajisté patřila erupce z 1.-2. září 1859 podrobně popsaná britskými astronomy R. C. Carringtonem a R. Hodgsonem. Podobně mocná supererupce se odehrála 4. listopadu 2003. O týden dříve byla i na Floridě pozorovatelná polární záře. Každá erupce má dvě kotvy dané lokálním magnetickým polem ve sluneční fotosféře. Zatímco kotvy jsou pevné, tak oblouk erupce v chromosféře vlaje a plápolá.

V r. 2012 uveřejnili H. Maehara aj. soupis celkem 365 supererupcí na 148 hvězdách slunečního typu. Zatímco sluneční erupce trvají běžně nanejvýš 10 min, na většině cizích hvězd probíhají supererupce až půl dne, takže jsou pro své okolí až desettisíckrát nebezpečnější než dosud nejenergetičtější úkazy na Slunci. V r. 2015 zkoumali sluneční hvězdy se supererupcemi Y. Notsu aj. Autoři zjistili, že takto nebezpečné sluneční hvězdy mají vesměs podstatně silnější magnetické dynamo ve svém nitru a jsou v průměru daleko mladší než už poněkud obstarožní Slunce.

C. Pugh aj. pozorovali pomocí družice Kepler silnou bílou supererupci u zákrytové dvojhvězdy KIC 9655129. Erupce vykazovala dvě různé pulsační kvaziperiody 78 a 32 minut, které na sobě nijak nezávisely. Autoři odtud usoudili, že zmíněné oscilace maji magnetohydrodynamickou povahu, takže i hvězdné supererupce vznikají stejným fyzikálním procesem jako daleko slabší supererupce na Slunci.

A. Pastor Yabar aj. se zabývali nevyřešenou otázkou, zda rotační osa Slunce souhlasí s osou magnetického dipólu slunečního dynama. Dosud se předpokládalo, že obě osy souhlasí, protože žádné odchylky směru nebyly pozorovány. Autoři však díky pětiletým souvislým měřením družice SDO zjistili, že indukce magnetického pole ve všech heliografických šířkách kolísá v periodě rotace Slunce, a to nejvýrazněji právě v okolí heliografických pólů. To ovšem znamená, že obě zmíněné osy nejsou slícovány a svírají ostrý úhel, tak jak to známe u hvězd s hmotnostmi podobnými Slunci. Objev však klade jistá omezení na vysvětlení existence globálního magnetického pole Slunce pomocí dynama.

D. Morosan aj. zkoumali pomocí obří evropské radioastronomické soustavy LOFAR (LOw-Frequency ARray) kratičké driftující záblesky rádiového záření ze Slunce v pásmu 50 ÷ 65 MHz (4,6 ÷ 6 m). Během 8h měření dne 9. 7. 2013 zaznamenali přes 3 000 kruhově polarizovaných záblesků trvajících vesměs <1 s. Autoři odtud odvodili, že tyto frekvenčně driftující záblesky vznikají v magnetických smyčkách plazmatu spojující aktivní oblasti na jižní polokouli Slunce s bipolárními fakulovými poli na polokouli severní.

Z. Vashalomidze aj. studovali pomoci spektroskopie v pásmu gama vývoj tzv. koronálního deště nad aktivní oblastí AR 11420 (22. 2. 2012). Použili k tomu snímků koróny v extrémní ultrafialové oblasti 17 a 30 nm aparaturou AIA (Atmospheric Dynamics Assembly) na družici SDO. Koronální déšť sestával z padajících chladných (50 kK) a hustých chomáčů plynu vytvořených v koróně tepelnou nestabilitou, která způsobí prudké snížení teploty a naopak zvýšení hustoty chomáče, jenž se následkem toho začal vracet zpět ke slunečnímu povrchu. Je však udivující, že pád probíhal stálou rychlostí jen 40 ÷ 100 km/s; tedy menší, než by byla rychlost volného pádu. Chomáče přitom za sebou zanechávají stopu, což asi odpovídá chladnoucími chvostu na jejich zádi. I. Mghebrishvili aj. pozorovali 7./8. 11. 2012 pomocí téže aparatury ve sluneční protuberanci tornádo, jež vzniklo v 8 h UT poblíž slunečního povrchu. Od té doby se zvedalo vzhůru tempem 1,5 km/s a bylo pozorovatelné následujících 30 h. Osa tornáda se příčně pohybovala s periodami 40 ÷ 50 min. Spodní mez periody byla typická pro vzestupnou fázi a horní mez pro klidovou fázi, kdy se dočasně vznášelo v téže hladině. V 15 h UT následujícího dne ztratilo tornádo stabilitu a splynulo se vznikajícím koronálním výronem hmoty (CME). Je tedy možné, že všem CME předcházejí tornáda.

Velké mezinárodní týmy zveřejnili v průběhu roku zatím nejpřesnější údaje o chemickém složení Slunce na základě nových trojrozměrných hydrodynamických modelů a odchylek od lokální termodynamické rovnováhy ve Slunci. P. Scott aj. se zabývali zastoupením prvků s protonovými čísly 11 (Na) až 20 (Ca). Ve shodě s předešlými měřeními jsou ve Slunci vždy výrazně více zastoupeny prvky se sudými protonovými čísly než sousedními lichými protonovými čísly. Ve zmíněném úseku je vůči vodíku (1; log Z = 12,00) nejvíce zastoupen hořčík (12; log Z = 7,59) a křemík (14; log Z = 7,51) a nejméně draslík (19; log Z = 5,04). V další práci autoři určovali zastoupení prvků skupiny kolem železa (26; log Z = 7,47), kde je nejnižší zastoupení skandia (21; log Z = 3,16) a nejvyšší po železu je nikl (28; log Z = 6,20). Na tyto práce navázali N. Grevesse aj., kteří stanovili moderní hodnoty pro nejtěžší prvky, které nemohou vznikat termonukleárními reakcemi, tj. od mědi (29; log Z = 4,18) až po thorium (90; log Z = 0,03).

L. Miramonti aj. uvedli, že v letech 2011-2014 proběhla pod pohořím Gran Sasso druhá fáze experimentu Borexino s cílem rozlišit různé větve termonukleárních reakcí v nitru Slunce. Poprvé se tak podařilo prokázat v reálném čase odhalit neutrina vznikající ve Slunci během protonově-protonové fáze. Současně se ukázalo, že během roku kolísá vinou elipticity dráhy Země kolem Slunce ležícího v ohnisku oběžné elipsy signál od radionuklidu ⁷Be (poločas rozpadu 53 d).

C. Martonez-Barbarosa aj. se věnovali otázce, v jaké vzdálenosti od centra Galaxie vzniklo před 4,6 mld. let Slunce. K tomu cíli se zabývali zpětnou integrací jeho dráhy na základě rozložení hmoty ve spirálních ramenech a centrální příčce Galaxie. Slunce pravděpodobně vzniklo přibližně v téže vzdálenosti od centra Galaxie, kde se nachází nyní (cca 8 kpc). Pouze v málo pravděpodobném případě dráhových rezonancí vůči spirálním ramenům a galaktické příčce mohlo Slunce migrovat do dnešní vzdálenosti od centra z větší vzdálenosti až 11 kpc. Je však prakticky vyloučeno, že vzniklo blíže k centru Galaxie a migrovalo směrem od centra. Podobně se A. Whitworth a O. Lomax zabývali problémem, zda vznik Slunce jako osamělé hvězdy je typický, anebo vzácný. Dosavadní statistiky pro hvězdy s hmotnostmi 0,8 ÷ 1,2 Mo naznačují nepatrnou převahu (56 %) osamělých hvězd. Autoři však soudí, že jde o zkreslenou statistiku, protože se předpokládá, že hvězda podobná Slunci je primární složkou dvojhvězdy. Hvězdy o hmotnosti Slunce však mohly vzniknout také jako méně hmotné složky dvojhvězdy nebo dokonce vícenásobné soustavy. Jakmile se takto změní úhel pohledu, dává předběžná statistika podíl jen 46 % pro osamělá Slunce. Není ovšem vyloučeno, že Slunce vzniklo ve dvojhvězdě, která se brzy rozešla.

Poslední číslo mezinárodního časopisu Solar Physics v roce 2015 bylo věnována slunečním a hvězdným erupcím. Šlo o poctu českému astronomovi Zdeňkovi Švestkovi (1925-2013) k jeho nedožitým 90. narozeninám. Zdeněk Švestka byl nesporně po řadu desetiletí vůdčí osobností v oboru slunečních erupcí. Pod jeho vedením byl v Ondřejově vybudován unikátní mnohokanálový sluneční spektrograf. Když v r. 1969 odešel natrvalo do exilu v Holandsku a USA, měl možnost podílet se na návrhu a měřeních slunečních družic v krátkovlnných oborech ultrafialového a rentgenového záření. Byl také spolu s holandským astronomem C. de Jagerem spoluzakladatelem časopisu Solar Physics, jenž vychází od r. 1967.

2. Hvězdný vesmír

2.1. Extrasolární planety a hnědí trpaslíci

2.1.1. Extrasolární planety

Objevy jednotlivých exoplanet nejsou již ničím mimořádným. Jak jich přibývá, začínáme stejně jako ve světě hvězd nacházet planetární systémy v různých fázích vývoje. Pozoruhodný systém u Slunci podobné hvězdy HL Tau, nacházející se asi 130 pc od nás, pozorovala mikrovlnná observatoř ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) již v říjnu 2014. Hvězda je obklopená diskem prachu a plynu natolik, že ve vizuálním oboru vůbec není vidět. V oblasti milimetrových vln však ALMA dokázala pořídit obraz disku s výborným rozlišením 0,035″, které odpovídá v té vzdálenosti odpovídái 5 au. Jak oznámili tým ALMA a C.L. Brogan aj., disk není homogenní, ale naopak má výrazná dělení – první velké ve vzdálenosti asi 13 au, druhé asi 33 au a největší zhruba 70 au od hvězdy. Prázdná místa v disku jsou pravděpodobně vyčištěné oblasti, ze kterých gravitací sbírají prach a plyn vznikající nebo čerstvě zformované planety. Jasné oblasti disku také nejsou homogenní a jsou v nich pozorovatelné hustotní vlny, což podporuje teorii formujícího se planetárního systému.

S. Sallum aj. pomocí infračerveného (IR) vysoce kontrastního zobrazování lokalizovali polohu těles na Keplerových drahách uvnitř mezer v protoplanetárním disku okolo hvězdy LkCa 15, a to v datech pořízených za pomoci adaptivní optiky na Large Binocular Telescope (LBT) v rozmezí let 2009–2015. Pomocí měření v čáře Hα se jim navíc podařilo přímo detekovat velmi horký plyn o teplotě kolem 10 000 K, padající do potenciálové jámy formující se nové planety. Tímto nezávislým měřením potvrdili přítomnost jedné z planet, další dva kandidáti zůstávají zatím nepotvrzeni.

Beta Pictoris, o ¾ hmotnější a téměř 9× jasnější hvězda než Slunce, vzdálená od nás 19,5 pc, hvězda velice mladá a obklopená rozsáhlým mračnem plynu a prachu a velkou planetou, má ve svém okolí také další pozoruhodnosti. Jednou z nich je rozsáhlé mračno malých těles, o kterém víme díky HST již od r. 1991. Tyto planetky a komety produkují značné množství prachu a plynu – jednak díky srážkám mezi sebou, jednak díky vypařování při přiblížení k mateřské hvězdě. F. Kiefer aj. referují na základě více než tisícovky spekter ze spektrografu HARPS (High Accuracy Radial velocity Planet Searcher, 3,6 m dalekohled ESO, La Silla) o nejméně dvou rozlišitelných rodinách komet, které se pohybují před kotoučkem hvězdy, změny jejíhož spektra při tranzitech lze zřetelně pozorovat. Jedna rodina komet při přechodech působí mělké absorpční čáry, zatímco druhá naopak čáry úzké a hluboké. První skupina komet má dráhy v prostoru rozložené víceméně náhodně a obecně se nachází blíže k β Pic. Druhá skupina naproti tomu přilétá stále ze stejného směru a od hvězdy se nachází ve větší vzdálenosti. Pravděpodobné vysvětlení je, že první skupinu tvoří starší tělesa, z nichž unikla většina těkavých látek, zatímco druhá je tvořena tělesy nedávno vzniklými rozpadem jednoho nebo více mateřských těles a její komety mají čerstvější povrch s větším zastoupením ledů a těkavých látek.

Zmiňovaná planeta β Pic b(objevena r. 2009) je také pozoruhodná. Její hmotnost se pohybuje v rozmezí 4–11 M_J (hmotnost Jupiteru), velká poloosa dráhy je nejistá 8–10 au a kolem mateřské hvězdy oběhne za (21,6 ± 2,7) roku. I. Snellen aj. analyzovali absorpční čáry CO v infračervených spektrech a nalezli rozšíření těchto čar, které odpovídá rychlosti pohybu mračen v atmosféře asi 25 km/s. Rotační perioda planety pak při odhadu poloměru 1,65 R_J vychází na 8,1 hodiny. To je o pětinu kratší doba než u Jupiteru (přibližně 10 hodin) a potvrzuje to správnost předpokladu, že rychlost rotace planety souvisí s procesem jejího vzniku a platí úměra pozorovaná ve Sluneční soustavě: čím hmotnější planeta, tím rychleji rotuje.

Kromě obří planety, komet a asteroidů se okolo β Pic nachází plochý disk plynu a prachu, na který se díváme téměř přesně z boku. HST pořídil jeho snímek v letech 1997 a 2012 a porovnání s odstupem 15 let odhalilo několik pozoruhodností. Jednak se planeta prokazatelně nachází uvnitř disku; zatím tedy zcela nevyčistila svůj životní prostor. Také je zřejmé, že planeta v disku vytváří jasně patrnou strukturu, jakousi vrásku. Ta je zvláštní zejména tím, že má trvalý charakter – rotuje kolem hvězdy spolu s planetou jako by byla pevná. Konečně je také zjevné, že disk dosahuje minimálně na 4,3 au blízko k hvězdě (planeta obíhá ve vzdálenosti asi 6 au, tj. o něco dále než Jupiter od Slunce). M. A. Millar-Blanchaer aj. nezávisle referují o dalších vlastnostech disku, jehož vnější okraj se nachází ve vzdálenosti 23,6 au, vůči rovině oběhu planety β Pic b je skloněn asi o 4° a je překvapivě tlustý. Všechny střípky dohromady skládají obraz velmi mladého, v podstatě čerstvě narozeného planetárního systému; stáří β Pic se odhaduje na 20 milionů roků.

T. L. Campante aj. oznámili objev pětičetného planetárního systému u hvězdy Kepler-444, oranžové hvězdy hlavní posloupnosti spektrálního typu K, jejíž hmotnost i velikost jsou téměř přesně ¾ hodnot slunečních. Hvězda se nachází v souhvězdí Lyry ve vzdálenosti asi 36 pc, ve viditelném světle má hvězda přibližně devátou magnitudu. Jde o starou hvězdu z populace tlustého Galaktického disku – stáří hvězdy určené z asteroseismologických měření je (11,2 ± 1) Gr, tedy 80 % stáří vesmíru. Planetární systém je velice těsný, všech pět planet se nachází do vzdálenosti 0,08 au od mateřské hvězdy. Jejich poloměry jsou od 0,4 R_Z do 0,7 R_Z, oběžné doby od 3,6 dne do necelých 10 dnů, dráhy jsou pravděpodobně téměř kruhové a všechny obíhají prakticky v jedné rovině. Planety jsou vzhledem k velikosti a poloze téměř jistě kamenné, nacházejí se ovšem mimo ekosféru hvězdy (> 0,47 au). I tak je ovšem objev důležitým důkazem možnosti existence života v Galaxii ještě před vznikem Sluneční soustavy.

Kapteynova hvězda, svého času nejstarší známá hvězda na obloze, která je pozoruhodná i z mnoha dalších hledisek, hostí dvě superzemě, což oznámili G. Anglada-Escludé v r. 2014 na základě metody radiálních rychlostí (RV, radial velocity). Bližší planeta se dokonce nachází uvnitř ekosféry červeného trpaslíka typu M a je velice stará, odhad je až 11 Gr. P. Robertson, A. Roy a S. Mahadevan se na Kapteynovu hvězdu zaměřili spektrografem HARPS a podrobně analyzovali její spektra a tvrdí, že detekovaná planeta b není skutečná, ale jde o artefakt vzniklý ve spektrech v důsledku povrchové aktivity hvězdy, např. rozsáhlých skvrn. Oběžná doba planety b by měla být asi 48 dní, což je právě třetina pozorované rotační periody mateřské hvězdy. Robertsonovu tvrzení mnozí oponují, změny v důsledku magnetické aktivity hvězdy by měly mít poloviční frekvenci ve srovnání s „planetárním“ RV signálem. Spor rozhodnou až další pozorování.

D. Gandolfi aj. zpracovali kompletní data družice Kepler pro objekt KOI-183.01, známější spíše jako Kepler-423 b. Jde o planetu o hmotnosti (0,595 ± 0,081) M_J a poloměru (1,192 ± 0,052) R_J, která kolem mateřské hvězdy oběhne jednou za 2,7 dne. Fotometrická data z Keplera tým nezávisle porovnal s přesnými měřeními RV ze spektrografu FIES na Nordic Optical Telescope a existenci planety potvrdil. Hvězda je trpaslík spektrálního typu G4 o hmotnosti (0,85 ± 0,04) M_O, poloměru (0,95 ± 0,04) R_O, povrchové teplotě (5560 ± 80) K a stáří (11 ± 2) Gr. Kombinace přesných měření dovoluje odůvodněný předpoklad, že planeta obíhá v rovině se směrem našeho pohledu a její dráha není přesně kruhová, ale mírně eliptická (e = 0,019). Albedo planety, odhadované z poklesu jasnosti při tranzitech, je jen (0,037 ± 0,019), což z ní činí jednu z nejtmavších známých planet.

M. Pagano aj. se zaměřili na hvězdu τ Cet (HD10700), což je po α Cen A druhá nejbližší hvězda podobná Slunci. R. 2013 oznámili M. Tuomi aj. objev pětinásobného planetárního systému. τ Cet je trpaslík spektrálního typu G8 o hmotnosti 0,78 M_O, nacházející se od nás ve vzdálenosti 3,65 pc. Planety jsou typické superzemě s hmotnostmi v rozsahu 2–6,7 M_Z a nejvzdálenější dvě z nich se nacházejí uvnitř ekosféry mateřské hvězdy. Pagano a kolegové měřili poměry zastoupení jednotlivých prvků ve spektrech τ Cet – z nich určili povrchovou teplotu hvězdy na (5387±53) K a metalicitu [FE/H] (−0,49 ± 0,08) (metalicita je logaritmická škála s nulovou hodnotou ekvivalentní Slunci, hodnota -0,49 značí zhruba třetinový poměr zastoupení Fe/H ve srovnání se Sluncem). Stáří τ Cet se odhaduje na 7,63 Gr a přes celkově nízkou metalicitu má hvězda nečekaně vysoké zastoupení některých prvků, zejména Mg, Ca a Ce. Zejména vysoká přítomnost hořčíku astronomy zaujala, neboť poměr Mg/Si je ve srovnání se Zemí téměř dvojnásobný, což znamená, že na planetách e a f lze očekávat zcela odlišné mineralogické a reologické podmínky, než jaké panují na naší domovské planetě.

Hvězdy mimo hlavní posloupnost jsou důležité nejen pro chápání zákonitostí hvězdného vývoje, ale i pro modelování interakcí mezi hvězdami a jejich planetárními systémy. Detekce planet u těchto hvězd je nicméně komplikovaná, protože ji obvykle velmi ztěžuje jejich vysoká aktivita. A. Niedzielski aj. po dobu více než 10 let sledovali přibližně tisícovku takových aktivních hvězd pomocí dalekohledu Hobby-Eberly Telescope a pátrali po přítomnosti planet. V případě hvězdy TYC 1422-614-1 se jim podařilo metodou RV prokázat přítomnost dvou planet – objev potvrdili v menším počtu avšak přesnějších spektrech HARPS-N z Telescopio Nazionale Galileo. Hvězda je spektrálního typu K2, vzdálená od nás (759 ± 181) pc. Její hmotnost je (1,15 ± 0,18) M_O, poloměr (6,85 ± 0,16) R_O a stará je přibližně 9,8 Gr. Bližší planeta o (minimální) hmotnosti 2,5 M_J obíhá ve vzdálenosti 0,69 au, vzdálenější – téměř hnědý trpaslík – o hmotnosti alespoň 10 M_J obíhá ve vzdálenosti 1,37 au.

Dvojhvězda XO-2 se nachází v souhvězdí Rysa ve vzdálenosti 150 pc. Obě složky jsou téměř shodné, o několik procent méně hmotné než Slunce s povrchovou teplotou asi 5 400 K. První planetu v systému objevil v r. 2007 dalekohled XO, robotické dvojče 200mm teleobjektivů na vrcholu sopky Haleakalā na havajském ostrově Maui. Tato planeta je zástupcem skupiny horkých Jupiterů – obíhá velice těsně kolem severní složky XO-2N jen ve vzdálenosti 0,04 au, a to jednou za 63 hodin. Při hmotnosti 0,57 M_J tak má povrchovou teplotu 1 200 K. R. 2014 byly potvrzeny dvě planety také u jižní složky XO-2S; bližší z nich zhruba o velikosti a hmotnosti Saturnu, vzdálenější o něco větší a hmotnější než Jupiter. M. Damasso aj. na obě složky dvojhvězdy zaměřili spektrograf HARPS-N a zpřesnili známé parametry systému. U XO-2N navíc zjistili výraznější povrchovou aktivitu a navrhují možnou přítomnost druhé hmotné planety na vzdálenější dráze – to by z XO-2 činilo zatím nejkomplexnější hvězdně-planetární systém a pochopitelně cennou laboratoř pro výzkum vzniku planetárních soustav.

Přímé zobrazení exoplanet je stále záležitost na hranici možností našich přístrojů. J. Martins aj. referují o detekci odraženého světla od planety 51 Peg b v datech ze spektrografu HARPS. Odlišení odraženého světla hvězdy, které je o několik řádů slabší než samotný (nepravidelný) hvězdný svit, vyžaduje statistické zpracování spekter a odstranění signálu samotné hvězdy. Pak je možné ze zbylého signálu odvodit hmotnost planety a pravděpodobný sklon její dráhy – hmotnost vychází na (0,46 +0,06 -0,01) M_J a sklon na (80 +10 -19)°; protože neznáme albedo planety, není možné přesně určit její velikost – za předpokladu, že albedo je 0,5, vychází poloměr planety na (1,9 ± 0,3) R_J. Publikovaná práce je důkazem, že i se současnými přístroji je možné odražené světlo hvězd na planetách přímo detekovat, ale pouze za předpokladu, že je k dispozici dostatečné množství napozorovaných dat.

Exoplaneta HD 189733 b je jedním z nejprozkoumanějších horkých Jupiterů – jednak se nachází u poměrně jasné hvězdy, jednak je velká a při tranzitech před mateřskou hvězdou je možné spolehlivě měřit změny jejího spektra. Díky tomu je častým cílem výzkumu atmosfér exoplanet. Planeta má vázanou rotaci, mateřskou hvězdu oběhne jednou za 2,2 dne na téměř kruhové dráze o poloměru 0,03 au. Záření hvězdy ohřívá atmosféru planety na přivrácené straně až na 1 212 K, zatímco na odvrácené straně je teplota jen 973 K. Takový teplotní gradient způsobuje silný vítr, který může dosahovat rychlostí až téměř 9 000 km/h. Atmosféra má namodralou barvu a jako u první exoplanety vůbec v ní byl zjištěn methan. G. Lee aj. informují o modelování atmosférických oblaků na základě numerických simulací vlastností jednotlivých druhů molekul (převážně směs oxidů křemíku a železa), které byly detekovány ve spektru planety při tranzitu. Numerické modely jsou schopné dobře replikovat pozorovanou horkou skvrnu i rovníkové nadzvukové proudění. Stejně tak umožňují při vhodném nastavení odrazivosti mraků (kterou zatím není možné zjistit) a zastoupení prachu vysvětlit namodralou barvu atmosféry. A. Wyttenbach aj. informují o úspěšné spektroskopii dubletu atomu sodíku ve vysoké atmosféře HD 189733 b pomocí spektrografu HARPS. Jimi odvozené teploty z profilu absorpčních čar ukazují nárůst teploty asi 0,2 K/km – ve výšce 12 700 km dosahuje teplota sodíkových atomů (3 270 ± 330) K. Absorpční čáry vykazují posun do modra, což odpovídá atmosférickému větru (8 ± 2) km/s v nejvyšších vrstvách atmosféry. Tak se ukázalo, že i čtyřmetrové zrcadlo na povrchu Země poskytuje dostatek světla ke spektroskopii s vysokým rozlišením, která dovoluje výzkum atmosfér exoplanet. T. Louden a P. J. Wheatley potvrzují měření rychlosti větru ve vysokých vrstvách atmosféry HD 189733 b na přední i zadní straně kotoučku planety při tranzitu. Rozdíl těchto dvou hodnot činí (7,6 +2,0 -2,6) km/s, což je ve velice dobré shodě s prací A. Wyttenbacha aj.; Louden a Wheatley navíc na rovníku odcházející strany detekují převažující směr větru, a to východní. T. Boyajianová aj. referují o přímém měření průměru HD 189733 i její planety b – kotouček hvězdy má úhlový průměr (0,3848 ± 0,0055)×10-3″ po započtení korekce okrajového ztemnění. Kombinací úhlového průměru, parametrů známých z měření RV, vzdálenosti hvězdy a nových měření zářivého výkonu tým známé astronomky dospěl k hodnotám povrchové teploty hvězdy (4 875 ± 43) K, poloměru hvězdy (0,805 ± 0,016) R_O, střední hustoty hvězdy (1,62 ± 0,11) ρ_O, poloměru planety b (1,216 ± 0,024) RJ a její střední hustoty (0,605 ± 0,029) ρ_J. Autoři upozorňují, že naměřená data nesouhlasí s pozorovanými spektroskopickými daty a modely vývoje trpaslíka typu K2; uvedení modelu do souladu s pozorovanou teplotou a velikostí hvězdy vyžaduje úpravu parametrů přenosu tepla konvekcí uvnitř hvězdy.

Vulkanismus ve Sluneční soustavě je dlouho známý a do jisté míry i dobře prozkoumaný. Není důvod si myslet, že u cizích planetárních systémů se neprojevuje. B.-O. Demory aj. zjistili pomocí Spitzerova kosmického dalekohledu (SST) u planety 55 Cnc e téměř čtyřnásobné zjasnění v IR oboru během pouhého jednoho roku mezi lety 2012–2013. To odpovídá zvýšení povrchové teploty z 1 400 na 2 700 K. Odhadovaná hmotnost planety e je zhruba 8 M_Z a má poloměr přibližně 2 R_Z; dá se tedy očekávat, že jde o kamennou planetu. Kolem hvězdy 55 Cnc oběhne jednou za 18 hodin ve vzdálenosti jen 0,016 au. To vše dohromady naznačuje, že plášť planety je částečně nebo možná úplně roztaven a za podstatným zvýšením povrchové teploty je možná aktivní vulkanismus. Planeta se bude jevit chladnější pokud mračna prachu a sopečného popela zakryjí magmatický oceán, zatímco při jejich rozplynutí či dopadu zpět na „povrch“ planety se horký magmatický oceán naopak v IR projeví naplno. Alternativní vysvětlení změny pozorované povrchové teploty planety autoři navrhují v podobě rozsáhlého prstence vyvrženého materiálu kolem planety, který ji zakryje celou (podobný prstenec obklopuje Jupiterův měsíc Io). Možná se uplatňují oba jevy. Rozhodnutí bude jeden z úkolů pro příští generaci kosmických dalekohledů. B. Hansen a J. Zink modelovali vývoj dráhy planety e a ukázali, že velice pravděpodobně prošla dvěma rezonancemi se vzdálenějšími hmotnějšími planetami. Autoři rezonancemi vysvětlují jak velký rozdíl mezi sklonem dráhy nejbližší planety a vzdálenějšími planetami, tak možný zdroj zmiňovaného vyvrženého materiálu – v důsledku intenzivního zahřívání slapovými silami se planeta mohla rozepnout až za hranici svého Rocheova laloku a ztratit část svého pláště.

A.  Hatzes aj. zkoumali vzhled spektrálních čar Hα a Ca (866,2 nm) v korelaci s fotometrickými daty družice HIPPARCOS a dalšími dostupnými daty za poslední více než tři dekády pro hvězdu α Tau neboli Aldebaran. Pojali totiž podezření na přítomnost planety u tohoto více než 20 pc vzdáleného oranžového obra. Hatzesův tým zjistil, že spektrum i fotometrie hvězdy je velice stabilní a díky metodě RV se jim podařilo odhalit kandidáta na exoplanetu s oběžnou dobou (628,96 ± 0,9) d a excentricitou (0,1 ± 0,05). Z odhadu stádia hvězdného vývoje plyne odhad hmotnosti Aldebaranu na (1,13 ± 0,11) M_O – hmotnost planety odvozená z tohoto odhadu pak vychází na (6,47 ± 0,53) M_J a velká poloosa dráhy na (1,46 ± 0,27) au. Data naznačují přítomnost dalšího tělesa s dobou oběhu kolem 520 d, ale zatím není možné rozlišit, zda nejde o projev hvězdné aktivity.

Honosné chvosty známe ze Sluneční soustavy od komet – u jiných hvězd je však mají samotné planety. Gliese 436 b, planeta o velikosti a hmotnosti téměř totožná s Neptunem, která však svou mateřskou hvězdu oběhne jednou za 2,64 d, byla objevena již r. 2004 a o tři roky později byla potvrzena nezávislým pozorováním. J. Kulow aj. již r. 2014 zjistili, že v ultrafialovém (UV) oboru je pokles jasnosti hvězdy výrazný i poměrně dlouho po tranzitu planety. D. Ehrenreich aj. na hvězdu zaměřili HST a družici Chandra. Potvrdili, že zatímco ve viditelném oboru způsobí planeta pokles jasnosti hvězdy menší než 1 %, v UV oboru – zejména v okolí spektrální čáry Lyman-α – je pokles větší než 50 %. Zatímco pokles ve viditelném oboru trvá zhruba hodiny, v UV části spektra začíná již o dvě hodiny dříve a končí až tři hodiny po skončení vizuálního tranzitu. Autoři navrhují vysvětlení v podobě oblaku vodíku, který sluneční vítr strhává z atmosféry planety a který planetu obklopuje a v podobě kometárního ohonu zůstává v prostoru za ní. Odhadovaná eroze vodíku z atmosféry je impozantní: 10⁵–10⁶ kg/s.

Podobný jev objevili R. Sanchis-Ojeda aj. u planety K2-22 b, která oběhne svou mateřskou hvězdu jednou za 9,15 h a hloubka pozorovaných tranzitů v čase výrazně kolísá od nuly do 1,3 %. Mateřská hvězda je trpaslík spektrálního typu M s povrchovou teplotou přibližně 3 800 K. Kromě hloubky zákrytu se v čase mění také jeho průběh a stejně jako u výše zmíněné Gliese 436 b světelná křivka závisí na vlnové délce světla. Autoři taktéž navrhují vysvětlení v podobě rozptylu světla na oblaku materiálu ve tvaru kometárního ohonu, který překračuje hranici Rocheova laloku, ačkoli odhadovaný povrch planety leží hluboko uvnitř této ekvipotenciální plochy.

HD 219134 je oranžová, na tmavé obloze okem viditelná hvězda v souhvězdí Kasiopeje, vzdálená od nás jen 6,5 pc. F. Motalebi aj. objevili v datech HARPS-N na La Palma metodou RV planetu, která kolem hvězdy hlavní posloupnosti a spektrálního typu K oběhne jednou za 3,09 d na téměř kruhové dráze s poloměrem (0,038 2 ± 0,000 3) au. Pozorování tranzitu planety před hvězdou pomocí SST pomohla získat odhad parametrů planety samotné – hmotnost (4,46 ± 0,47) M_Z a poloměr (1,606 ± 0,086) R_Z, což ukazuje na solidní kamennou planetu (střední hustota (5,89 ± 1,17) g/cm3). V systému se prokazatelně nacházejí další dvě planety, patrně také superzemě s hmotnostmi zhruba 2,7 a 8,7 M_Z, a velmi pravděpodobně ještě další planeta s předpokládanou hmotností (62 ± 6) M_Z. Tento systém je nejbližším důkazem, že kamenné (super)země jsou ve vesmíru obvyklé.

J. Jenkins aj. potvrdili přítomnost planety jen o málo větší než Země v ekosféře hvězdy spektrálního typu G2 vzdálené 430pc. Planeta Kepler-452 b má poloměr (1,63 +0,23 -0,2) R_Z a velmi pravděpodobně je kamenná, mateřskou hvězdu oběhne jednou za 384,8 d a střední vzdálenost od hvězdy je (1,046 +0,019 -0,015) au. J. Coughlin ze institutu SETI odhaduje, že pokud je hmotnost planety zhruba pětinásobek M_Z, její atmosféra je rozsáhlejší, hustší a také patrně více oblačná než pozemská. Mateřská hvězda je o trochu větší (1,11 R_O) a starší (6 Gr) než Slunce a planeta se podle všeho nacházela v ekosféře celou dobu svého života a setrvá v ní po následující 3 Gr.

Další planeta objevená družicí Kepler je ještě podobnější Zemi – s poloměrem 1,2 R_Z a hustotou 5,6 g/cm3 by se na první pohled zdálo, že není vhodnějšího kandidáta pro pátrání po mimozemském životě než je planeta Kepler-78 b. První pohled kazí orbitální parametry planety: oběžná doba 8,5 h a vzdálenost od mateřské hvězdy jen 0,008 9 au. W. K. M. Rice zaujala otázka, jak se planeta může dostat na tak blízkou dráhu. Numerické modelování odhalilo, že vysvětlením může být Kozaiův-Lidovův efekt působení vzdáleného třetího tělesa, které ovlivňuje dráhy planety v pericentru a v průběhu necelého Gr „dotlačí“ planetu do kruhové dráhy. Nutno podotknout, že navržený scénář není jediný možný, alternativním vysvětlením může být planetární rozstřel za přítomnosti obřích planet, které v minulosti odmigrovaly do neznáma. Vzdálené třetí těleso zatím zůstává nezjištěno.

Velkou senzaci vyvolala „Tabbyina hvězda“ neboli KIC 8462852 – pozorování z družice Kepler ve vizuálním oboru zaznamenala nepravidelné poklesy jasnosti až o 20 %. Poklesy jasnosti byly natolik nepravidelné a veliké, že i obvykle konzervativní astrofyzici v čele s T. Boyajianovou aj. připustili jako možné vysvětlení tzv. Dysonovu sféru, tj. umělou konstrukci kolem mateřské hvězdy, vytvořenou za účelem maximální využití její energie. Pravděpodobnější vysvětlení však nabízí oblak kometárního nebo planetesimálního materiálu o úhrnné hmotnosti více než 10^-6 M_Z. Rádiová pozorování SETI (Search for Extra-Terrestrial Intelligence) vykonaná G.  Harpem aj. neodhalila žádnou přítomnost zelených pidimužíků, nicméně jednou vypuštěná senzační zpráva poutala po několik týdnů pozornost světových médií. (S odstupem: poklesy jasnosti jsou téměř jistě přírodního původu, senzace se opět nekoná.)

Planetu ještě menší než Zemi v datech družice Kepler objevil tým D. Jontof-Huttera. Kolem hvězdy Kepler-138 obíhají tři planety, z nichž ta nejbližší má hmotnost (0,066 +0,059 -0,037) M_Z a hustotu (2,6 +2,4 -1,5) g/cm3, tedy zhruba o velikosti Marsu. Zbylé dvě planety jsou větší než Země, ale velmi se liší hustotou: zatímco prostřední má hustotu (6,2 +5,8 -3,4) g/cm3, nejvzdálenější má jen (2,1 +2,2 -1,2) g/cm3. To ukazuje, že ne všechny planety zhruba velikosti Země musí být kamenné. Všechny planety se nacházejí blíže hvězdě, než je hranice ekosféry. Hvězda je červený trpaslík s hmotností 0,52 M_O, poloměrem 0,44 R_O a povrchovou teplotu jen 3 840 K a nachází se ve vzdálenosti 66,5 pc v souhvězdí Lyry.

Většina dosud známých exoplanet obíhá poměrně blízko svých mateřských hvězd – to je výběrový efekt hlavních metod detekce; jak metoda RV, tak poklesy jasnosti při tranzitu přednostně nacházejí planety, které jsou velké a(nebo) blízko své hvězdy. Způsob detekce planety při gravitačním mikročočkování (přechod jedné hvězdy přes druhou, při kterém dojde k dočasnému zesílení světla té vzdálenější) tímto neduhem netrpí. Jednu takovou zatím netypickou planetu nezávisle na sobě potvrdily dva týmy. D.  Bennet aj. se na hvězdu OGLE-2005-BLG-169 podívali pomocí kamery Wide Field Camera 3 (WFC3) na palubě HST. Potvrdili dříve pozorovaný vlastní pohyb mateřské hvězdy, určili zářivý výkon hvězdy a pořídili přesnou světelnou křivku. Z kombinace všech známých dat odvodili hmotnost hvězdy na (0,69 ± 0,02) M_O, hmotnost planety (14,1 ± 0,9) M_Z, velkou poloosu dráhy planety (4,0 +2,2 -0,6) au a vzdálenost systému (4,1 ± 0,4) kpc. Stejnou hvězdu jiným přístrojem – spektrografem NIRC2 na Keckově dalekohledu – pozorovali V. Batista aj. a parametry planety a hvězdy určili téměř shodně: hmotnosti (0,65 ± 0,05) M_O, resp. (13,2 ± 1,3) M_Z, vzdálenost (4,0 ± 0,4) kpc. Planeta srovnatelná s Uranem je tak první potvrzenou planetární mikročočkou. Je zřejmé, že mikročočkování je závislé na náhodném postavení v prostoru, nicméně se prokázalo, že netrpí výběrovým efektem výše zmíněných metod.

51 Eridani je mladá žlutá hvězda hlavní posloupnosti s hmotností asi 1,75 M_O, vzdálená od nás přibližně 30 pc. B. Macintosh aj. pomocí přístroje Gemini Planet Imager (GPI) napřímo objevili ve vzdálenosti 13 au od hvězdy planetu, jejíž následný spektroskopický průzkum odhalil silné absorpční čáry methanu a vodní páry a povrchovou teplotu 600 ÷ 750 K. Model vzniku takové planety v blízkosti 20 Mr staré hvězdy vede k odhadu hmotnosti zhruba 2 M_J. Jde zatím o nejméně hmotnou planetu pozorovanou přímo a zároveň první velký úspěch přístroje GPI (51 Eri byla v katalogu Gemini South objekt zájmu s pořadovým číslem 2). R. De Rosa aj. následně potvrdili, že 51 Eri b není hnědý trpaslík, který se pouze promítá do blízkosti hvězdy; naopak s ní sdílí vlastní pohyb. Autoři zpřesnili parametry dráhy planety (velká poloosa asi 14 au, oběžná doba 41 rok a sklon dráhy 138°). Z dosavadních měření se zdá, že planeta neobíhá ve stejné rovině jako trpasličí dvojhvězda GJ 3305, která je vzdáleným průvodcem 51 Eri. B.  Montet aj. analyzovali parametry této dvojhvězdy za pomoci kombinace dat z přístrojů NIRC2 a HIRES na Keckově dalekohledu a přístroje DSSI na Discovery Channel Telescope. Hmotnost celého systému je podle nich (1,11 ± 0,04) M_O, oběžná doba složek (29,03 ± 0,5) roku, velká poloosa drah (9,78 ± 0,14) au a excentricita (0,19 ± 0,02). Odhadnutá hmotnost složek je (0,67 ± 0,05) M_O a (0,44 ± 0,05) M_O a stáří celé dvojhvězdy je (37 ± 9) Mr. Podle autorů je na základě uspořádání celé hvězdné soustavy nepravděpodobné, že by dráha 51 Eri b byla výrazně ovlivněna Kozaiovým-Lidovovým efektem.

A. Boccaletti aj. odhalili pomocí přístroje SPHERE (Spectro-Polarimetric High-contrast Exoplanet REsearch) na Very Large Telescope v Chile zcela neočekávané dění v prachovém disku v okolí hvězdy AU Microscopii, vzdálené 10 pc od nás. Prachový disk již r. 2007 pozoroval HST, stejně jako 40 au vzdálený pás malých těles podobný Edgeworthovu-Kuiperovu pásu ve Sluneční soustavě. Boccalettiho tým na AU Mic zaměřil pozornost SPHERE jako na jeden z první cílů a hned první výsledky přinesly překvapení – podstatná část prachového disku má nepravidelnou strukturu a pohybuje se směrem pryč od hvězdy zdánlivou rychlostí 4–10 km/s. Příčina takového rychlého nepravidelného pohybu v disku není jasná – může jít o hustotní vlny vyvolané skrytou planetou (podobně jako u β Pic), tříšť materiálu vytvořená srážkami malých těles nebo látka vyvržená z prachového disku působením opakovaných koronálních výronů mateřské hvězdy. Ch. Schüppler aj. se pokusili prachový disk kolem AU Mic numericky modelovat, a to se střídavými úspěchy. Většina modelů je schopna reprodukovat prachový disk vzniklý z pásu malých těles s vnější hranou kolem 40 au od hvězdy s následnou migrací prachových zrn zpět ke hvězdě. Modely nedovedou zpřesnit šířku pásu (cokoli mezi hodnotami 5 až 44 au „funguje“), pozorování velkých přístrojů zobrazují disk jasnější v kratších vlnových délkách a vypočtené rozložení polarizace záření také neodpovídá pořízeným datům (to může mít na svědomí asymetrický tvar prachových zrn). Autoři uvádějí, že nejlepší modelový materiál představuje směs křemíku, uhlíku a vodního ledu střední pórovitosti. Dále tvrdí, že modelovaná jasnost disku nejlépe odpovídá skutečnosti při intenzitě slunečního větru přibližně 50× větší než u Slunce, což podle nich také vysvětluje výše zmíněné rychlé nepravidelné struktury pozorované VLT i dalšími přístroji.

Ve vzdálenosti necelých 12 pc od nás v souhvězdí Plachet se nachází červený trpaslík spektrálního typu M s označením Gliese 1132. Kolem něj obíhá planeta, která má jen o 16 % větší poloměr než Země a hmotnost o 60 % větší, tedy je velmi pravděpodobně kamenná. Planetu pozorujeme téměř přesně v rovině oběhu, který samotný trvá 1,6 d. Z.  Berta-Thompson aj. upozorňují, že tento typ červených trpaslíků převyšuje v Galaxii hvězdy slunečního typu v poměru 12:1, což znamená, že v jejich okolí můžeme očekávat velké množství slunečních soustav, podle všeho dokonce až 1,4 planety o hmotnosti 0,5–1,5 M_Z na každou hvězdu. Gliese 1132 b obíhá příliš blízko mateřské hvězdě na to, aby na ní mohl existovat život – přestože červený trpaslík má poloměr jen 0,21 M_O, planeta dostává 19× větší zářivý výkon než Země. Poměrná blízkost celé soustavy a klidný druh hvězdy představuje výbornou laboratoř pro budoucí studium atmosféry planety, o které již nyní víme, že přišla o většinu původního vodíku.

T. Barclay aj. provedli množství simulací pětinásobného planetárního systému kolem hvězdy Kepler-296, což je dvojhvězda tvořená dvojicí trpaslíků typu M. Zvláštní je, že na základě spektroskopických dat není možné rozhodnout, kolem které složky planety obíhají. Barclayův tým se snažil optimalizovat pozorovaná RV data pro různé konfigurace a dospěl k závěru, že jako nejpravděpodobnější se jeví konfigurace, kdy všech pět planet obíhá primární složku dvojhvězdy. Za předpokladu, že všech planet obíhá kolem stejné hvězdy, je možné odhadnout poloměry dvou nejvzdálenějších planet e a f na (1,53 ± 0,26) R_Z, resp. (1,8 ± 0,31) R_Z. Pokud jsou odhady správné, tyto nejvzdálenější planety se nacházejí těsně na hranici, popřípadě i uvnitř ekosféry své hvězdy.

Další zajímavý planetární systém kolem trpaslíka spektrálního typu M nalezli E.  Petigura aj. v datech druhé fáze mise Kepler. Kolem hvězdy K2-21, vzdálené od nás (65 ± 5) pc, obíhá dvojice planet s relativními poloměry jen (2,6 ± 0,14) %, resp. (3,15 ± 0,2) % poloměru hvězdy. Blízká IR spektroskopie dovolila shora omezit odhad velikosti hvězdy, ze kterého plynou velikost planet (1,59 ± 0,43) R_Z, resp. (1,92 ± 0,53) R_Z. Planety mají oběžné doby 9,32 a 15,5 d a jsou tak velice blízko rezonanci 5:3, za což podle autorů může dráhová historie soustavy. Soustavná pozemská pozorování by mohla odhalit časové variace v tranzitech, což může odkrýt další planety v systému anebo působení obou superzemí mezi sebou.

W. F. Welsh aj. objevili již desátou planetu, která obíhá kolem centrální dvojhvězdy. Dvojhvězda má složky o hmotnosti 0,94 a 0,195 M_O, které se navzájem obíhají každých 27,32 d. Planeta kolem nich krouží s periodou 240,5 d na skloněné dráze, která má tak výraznou precesi, že pouhých 8,3 % procenta času můžeme pozorovat tranzity planety přes dvojhvězdu. Poloměr planety je možné určit zhruba na 6,2 R_Z, ale její hmotnost nikoli, neboť je příliš nízká v porovnání s dvojhvězdou; autoři odhadují na základě fotometrických dat horní hranici na 16 M_Z. Planeta se kupodivu nachází uvnitř ekosféry celé dvojhvězdy.

W. Kley a N. Haghighipour modelovali další podobný systém, Kepler-34. Jedná se o dvojhvězdu, která má nezvykle výstřednou dráhu, její excentricita má hodnotu 0,52. Zatímco do blízkosti dvojhvězd s (téměř) kruhovými drahami se planety dostávají díky postupné migraci z vnějších částí akrečního disku; takto excentrická dvojhvězda musela umožnit vznik planety jiným mechanismem. Autoři zkoušeli dva typy modelů: s jednou a dvěma planetami. Jednoplanetární model umožňuje vznik planety uvnitř prolákliny eliptického tvaru v akrečním disku; takto zformovaná planeta má dráhu s vyhovující excentricitou, ale nachází se příliš daleko. Dvouplanetární model vede k migraci obou planet do vnitřních částí disku a vzniku dráhových rezonancí, které skončí vymrštěním jedné z planet, pokud některá z nich dosáhne zmíněné prolákliny. Planeta, která v systému zůstane, pak má dráhu s parametry velice blízkými pozorovaným hodnotám. Vymrštěná planeta nemusí nutně skončit v mezihvězdném prostoru, může odmigrovat na dráhu s jiným sklonem vůči původní rovině oběhu, čímž se dostane mimo možnost našeho pozorování.

Malý nebo žádný sklon rovin oběhu planet ve Sluneční soustavě vedl již I. Kanta k formulování hypotézy, že všechny planety vznikly z jednoho akrečního disku; roviny drah mnohých měsíců jsou opět velmi blízké rovině ekliptiky, což tuto hypotézu dále potvrzuje. Mnoho jiných slunečních soustav vykazuje velice podobné vlastnosti. A. Udalski aj. objevili systém OGLE-2013-BLG-0723LB, který se z hlediska parametrů drah nachází jaksi uprostřed: lze se na něj dívat jako na planetu velikosti Venuše, obíhající kolem hnědého trpaslíka, nebo jako na měsíc velikosti Venuše, obíhající planetu o něco větší než Jupiter, která obíhá kolem velmi vzdálené hmotnější hvězdy. Planeta/měsíc má hmotnost (0,69 ± 0,06) M_Z, hnědý trpaslík/planet (0,031 ± 0,003) M_O a druhá hvězda (0,097 ± 0,009) M_O. Autoři na srovnání s příklady ze Sluneční soustavy (Callisto–Jupiter, Uran–Slunce) ukazují, že proces formování těles z akrečních disků zahrnuje všechny „velikosti“ a pokud v některém planetární systému tělesa určité velikosti chybí, měli bychom jejich absenci přičítat historii toho konkrétního systému.

L.  Roberts aj. se zaměřili na systém HD 8673, u kterého byla dříve nalezena planeta na dráze s výstředností 0,723. Dřívější výzkum naznačoval existenci hvězdného souputníka mateřské hvězdy, kterou se Robertsovu týmu nepodařilo potvrdit ani s využitím 10m Keckova dalekohledu, 5m Haleova teleskopu, 3,6m dalekohledu AEOS a palomarského 1,5m dalekohledu. Autoři proto označili dřívější detekci za falešnou. Namísto toho objevili jinou, ještě slabší hvězdu, která podle všeho opravdu je druhou složkou dvojhvězdy. Opět jde o trpaslíka typu M s hmotností v rozmezí 0,33–0,45 M_O. Zdánlivá vzdálenost složek je 10 au. Na základě všech dostupných dat autoři odhadují, že velká poloosa dráhy může být v rozmezí 35–60 au, excentricita kolem 0,5 a sklon dráhy 75–85°. Nově nalezená druhá složka dvojhvězdy patrně velmi ovlivnila planetu první složky a dobře vysvětluje pozorovanou excentricitu její dráhy.

B.-O. Demory aj. pečlivě analyzovali data, která v letech 2013 a 2014 pořídil HST při spektroskopii α Cen B. Téměř s jistotou vyloučili existenci planety s parametry dříve publikovanými X. Dumusquem aj., nicméně v datech z r. 2013 zaznamenali pokles, který připomíná tranzit. Pokud se jednalo o pokles skutečně způsobený planetou, musela by mít zcela jinou oběžnou dobu (spíše v desítkách dní než dříve publikovaných 3,8 h); větším problémem je, že v sadě dat z r. 2014 po takovém poklesu není ani stopy. Opět nezbývá než trpělivě pořizovat další data, což je v případě jasných hvězd jako α Cen B nesnadný úkol.

P. G. Kalas aj. se přístrojem GPI dalekohledu Gemini podívali na prachový disk kolem hvězdy HD 106906 a zjistili, že jeho tvar je velice nepravidelný, na jedné straně tenký, zatímco na opačné naopak tlustý. Kolem hvězdy obíhá planeta o hmotnosti zhruba 11 M_J, která se ale nachází až ve vzdálenosti 650 au a navíc na dráze skloněné o 21° vůči rovině disku (planeta byla objevena již r. 2013). Všechno dohromady podle autorů ukazuje, že systém prošel v nedávné době nějakou podstatnou gravitační poruchou. Zatím není možné určit, co bylo její příčinou – jedno možné vysvětlení je příliš blízké přiblížení k další planetě v systému.

Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ L. (2015).
Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ.
Späť na hlavnú stránku Astronomického ústavu SAV.

---

Tvorca HTML: Richard Komžík

rkomzik@ta3.sk

Dátum poslednej zmeny: 02. mája 2018